L'Añu Internacional de l'Agricultura Familiar (AIAF) 2014 tien como oxetivu aumentar la visibilidá de l'agricultura familiar y l'agricultura a pequeña escala al centrar l'atención mundial sobre'l so importante papel na mitigación de la fame y la probeza, la seguridá alimentaria y la nutrición, p'ameyorar los medios de vida, la xestión de los recursos naturales, la protección del mediu ambiente y llograr el desenvolvimientu sostenible sobremanera en zones rurales.
Nel marcu del Añu Internacional de l'Agricultura Familiar AIAF-2014, la FAO propón la siguiente definición de l'Agricultura Familiar: “L'agricultura familiar ye una forma d'entamar, la producción agrícola y silvícola, según la pesca, el pregueréu y la acuicultura, que ye xestionada y empobinada por una familia y que na so mayor parte depende de mano d'obra familiar, tantu de muyeres como d'homes. La familia y la esplotación tán venceyaes, co-evolucionen y combinen funciones económiques, ambientales, reproductives, sociales y culturales”. Una definición compartida dende la coordinación de la campaña del AIAF-2014 de la sociedá civil.
Nel añu 2008, el Foru Rural Mundial empezó a compartir ente les sos organizaciones socies y collaboradores un compromisu de sofitu esplícitu a l'Agricultura Familiar. Foi tres el Foru Llabrador entamáu pol FIDA en febreru de 2008 en Roma cuando, per primer vegada, delles organizaciones agraries y de desenvolvimientu rural empezaron a caminar xuntes nesti proyectu al llargu plazu.
Dende entós más de 350 organizaciones llabradores, rurales, etc. de 60 países nos 5 continentes sumaron el so sofitu oficial a la Campaña de la Sociedá Civil a favor del AIAF. Llista d'adhesiones na páxina oficial de la Campaña del AIAF de la sociedá civil.
Esta campaña tamién tuvo'l so reflexu nel ámbitu de los organismos internacionales. A propuesta del Gobiernu de Filipines, la Conferencia de la FAO propunxo que se proclamara 2014 Añu Internacional de l'Agricultura Familiar na so 37º periodu de sesiones celebráu en 2011.l.
Finalmente, el 22 d'avientu de 2011 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó por unanimidá nel Resolvimientu 66/222 l'añu 2014 como Añu Internacional de l'Agricultura Familiar. Na declaración, afírmase que “l'Agricultura Familiar y les pequeñes esplotaciones agrícoles son una base importante pa la producción sostenible d'alimentos empobinada a llograr la seguridá alimentaria” y reconozse “la importante contribución que l'agricultura familiar y les pequeñes esplotaciones agrícoles pueden suponer pal llogru de la seguridá alimentaria y la erradicación de la probeza con mires a algamar los oxetivos de desenvolvimientu conveníos internacionalmente, incluyíos los Oxetivos de Desenvolvimientu del Mileniu”. 
Nel AIAF-2014 conflúin trés niveles: la Sociedá Civil, los organismos internacionales y los gobiernos nacionales, cada unu col so espaciu, pero con numberosos puntos d'alcuentru mientres les actividaes que se van entamar mientres 2014.
Dientro del Programa Mundial de Preparación 2012-2013 de la Sociedá Civil coordináu pol Foru Rural Mundial, promovíose la creación de Comités Nacionales de sofitu al AIAF-2014. Estes plataformes, promovés poles organizaciones llabradores y de desenvolvimientu rural xuntaes a la campaña del AIAF-2014, pretenden convertise en focos d'incidencia y de sensibilización en cada país. Mientres 2012 y 2013 yá nacieron n'Europa, América, Asia, África y Oceanía más de 40 comités nacionales. 
La Sociedá Civil celebra'l AIAF-2014 sol lema ALIMENTAR AL MUNDU, CURIAR EL PLANETA.
El día 22 de Payares de 2013 va tener llugar en Nueva York, na see de les Naciones Xuníes, el llanzamientu oficial del AIAF-2014, entamáu pola FAO.
La Sociedá Civil implicada nel AIAF-2014 deseya faer d'esa fecha un día mundial de gran impactu mediáticu, con llanzamientos simultáneos en munchos países, demostrando d'esta forma'l potencial y el deséu de toos pa convertir el AIAF-2014 nun gran impulsor a favor de meyores polítiques públiques que favorezan realmente a l'Agricultura Familiar. Cada Comité Nacional, nos países nos que yá esiste, cada organización, va entamar pal llanzamientu nel país o rexón na que trabaya, aquelles actividaes que considere más apropiaes.
Añu Internacional de la Cooperación na Esfera del Agua
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decidió proclamar l'añu 2013 Añu Internacional de la Cooperación na Esfera del Agua.
El 20 d'avientu de 2010 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolución 65/154 decidió proclamar l'añu 2013 Añu Internacional de la Cooperación na Esfera del Agua.
Añu Internacional de la Cristalografía
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar 2014 Añu Internacional de la Cristalografía.
El 3 de xunetu de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 66/284 decide proclamar 2014 Añu Internacional de la Cristalografía.
Añu Internacional de la Lluz y les Teunoloxíes Basaes na Lluz
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar l'añu 2015 Añu Internacional de la Lluz y les Teunoloxíes basaes na Lluz.
El 20 d'avientu de 2013 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/440/Add.2 decide declarar l'añu 2015 Añu Internacional de la Lluz y les Teunoloxíes Basaes na Lluz.
N'España constitúyese, el 14 de mayu de 2014, el Comité Nacional pa la Celebración del Añu Internacional de la Lluz, presidíu por María Josefa Yzuel caderalga emérita d'óptica na Universidá Autónoma de Barcelona.
Esti Comité creó un portal web que la so misión ye espublizar toles actividaes y materiales que vaigan apaeciendo en conmemoración d'anguaño n'España
Añu Internacional de les Cooperatives
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 2012 como l'Añu Internacional de les Cooperatives .
L' Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 2012 como l'Añu Internacional de les Cooperatives.
Añu Internacional de les Llegumes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar a 2016 Añu Internacional de les Llegumes.
El 12 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/444 decide declarar a 2016 Añu Internacional de les Llegumes.
Añu Internacional de los Afrodescendientes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó l'añu 2011 Añu Internacional de los Afrodescendientes.
El 18 d'avientu de 2009 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 64/169 proclamó l'añu 2011 Añu Internacional de los Afrodescendientes.
Añu Internacional de los Montes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró l'añu 2011 Añu Internacional de los Montes.
El 20 d'avientu de 2006, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 61/193 declaró l'añu 2011 Añu Internacional de los Montes.
Añu Internacional de los Camélidos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar el 2016 Añu Internacional de los Camélidos.
El 7 de payares de 2014 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Proyectu de resolvimientu (A/C.2/69/L.41) "decide declarar el 2016 Añu Internacional de los Camélidos. Afala a tolos Estaos Miembros, al sistema de les Naciones Xuníes y a tolos demás axentes a qu'aprovechen l'Añu Internacional pa promover la conciencia pública alrodiu de la importancia económico y cultural de los camélidos, y pa fomentar el consumu de productos que se llogren d'estos mamíferos, incluyíos productos comestibles, col fin de contribuyir a la erradicación de la fame, la inseguridá alimentaria y la malnutrición".
Añu Internacional de los Pequeños Estaos Insulares en Desenvolvimientu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar l'añu 2014 Añu Internacional de los Pequeños Estaos Insulares en Desenvolvimientu.
El 21 d'avientu de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/206 decide declarar l'añu 2014 Añu Internacional de los Pequeños Estaos Insulares en Desenvolvimientu.
Añu Internacional de los Suelos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar 2015 Añu Internacional de los Suelos.
La 68ª sesión de la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró 2015 Añu Internacional de los Suelos (A/RES/68/232). L'Añu Internacional de los Suelos 2015 tien como oxetivu aumentar la concienciación y la comprensión de la importancia del suelu pa la seguridá alimentaria y les funciones ecosistémicas esenciales.
El 12 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/444 DR II] decide declarar 2015 Añu Internacional de los Suelos.
La Organización de la Naciones Xuníes pa l'Alimentación y l'Agricultura (FAO) ye la encargada d'implementar l'Añu Internacional de los Suelos 2015 (AIS) nel marcu de l'Alianza Mundial pel Suelu y en collaboración colos gobiernos y la secretaría de la Convención de les Naciones Xuníes de Llucha contra la Desertificación (CNULD).
Los oxetivos específicos del Añu Internacional de los Suelos 2015 son:
Añu Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar 2014 Añu Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín.
El 26 de payares de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/12 decide proclamar 2014 Añu Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín.
Día Internacional de Conmemoración en Memoria de les Víctimes del Holocaustu
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide que les Naciones Xuníes designen el 27 de xineru Día Internacional de Conmemoración en Memoria de les Víctimes del Holocaustu. 
El 1 de payares de 2005 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 60/7 decide que les Naciones Xuníes designen el 27 de xineru Día Internacional de Conmemoración en Memoria de les Víctimes del Holocaustu. 
Conmemoración de los Fieles Difuntos
La Conmemoración a los Fieles Difuntos, popularmente llamada Día de los Muertos o Día de los Difuntos, ye una celebración que tien llugar el día 2 de payares complementando al Día de Tolos Santos, que'l so oxetivu ye orar por aquellos fieles qu'acabaron la so vida terrenal y, especialmente, por aquellos que s'atopen entá n'estáu de purificación nel Purgatoriu.
"The American Encyclopedia" diz:
El llibru "The Worship of the Dead" (L'adoración de los difuntos) señala a esti orixe al dicir:
Poro, estes celebraciones en realidá empezaron como una fiesta pa honrar a persones que, por cuenta de la so maldá, fueren destruyíes por Dios nos díes de Noé. (Gén. 6:5–7; 7:11.)
La práctica relixosa escontra los difuntos ye por demás antigua. El profeta Jeremías nel Antiguu Testamentu diz: «En paz vas morrer. Y como se quemar arumes polos tos padres, los reis antepasaos que te precedieron, asina los quemar por ti, y col «¡ai, señor!» te plañirán, porque lo digo yo — oráculu de Yahveh» (Jeremías 34,5). De la mesma nel llibru 2° de los Macabeos ta escritu: «Mandó Juan Macabéu ufiertar sacrificios polos muertos, por que quedaren llibres de los sos pecaos» (2 Mac. 12, 46); y siguiendo esta tradición, nos primeros díes de la Cristiandá escribíense los nomes de los hermanos que partieren na díptica, que ye un conxuntu formáu por dos tables plegables, con forma de llibru, nes que la Ilesia primitiva acostumaba a anotar en dos llistes pareadas los nomes de los vivos y los muertos por quien s'había d'orar.
Nel sieglu VI los benedictíns teníen el costume d'orar polos difuntos a otru día de Pentecostés. En tiempos de san Isidoro († 636) en España había una celebración paecida'l sábadu anterior al sesaxésimu día enantes del Domingo de Pascua (Domingo segundu de los trés que se cuntaben enantes de la primera de Cuaresma) o enantes de Pentecostés.
En Alemaña cerca del añu 980, según el testimoniu del cronista medieval Viduquindo de Corvey, hubo una ceremonia consagrada a la oración de los difuntos el día 1 de payares, fecha aceptada y bendicha pola Ilesia.
Adoptada por Roma nel sieglu XIV pero que se remonta dellos sieglos tras. Foi'l 2 de payares del añu 998 -otru autores afiten la fecha en 1030- cuando, nel sur de Francia, el monxu benedictín San Odilón o Odilo (c. 962 - 1048), quintu abá de Cluny, instauró la oración polos difuntos nos monesterios de la so congregación, como fiesta pa orar poles almes de los fieles que finaren, polo que foi llamada «Conmemoración de los Fieles Difuntos». Ente la esvalixada obra d'esti santu, llegó hasta los nuesos díes una vida de la santa emperatriz Adelaida, una biografía del so antecesor Mayeul, sermones, himnos y oraciones, y varies cartes de la so abuitada correspondencia. D'ellí estendióse a otres congregaciones de benedictinos y ente los cartuxos; la Diócesis de Lieja adoptar cerca del añu 1000, en Milán adoptóse'l sieglu XII, hasta ser aceptáu'l 2 de payares, como fecha en que la Ilesia celebraría esta fiesta.
Na Ilesia católica, pa esta celebración recítase l'Oficiu de difuntos y les mises son de "Réquiem", anque'l 2 de payares caya en domingu.
En España, Portugal y América ye tradición que los sacerdotes celebren tres mises esi día. Una concesión asemeyada solicitar pa tol mundu al Papa Llión XIII, pero anque nun la concedió, sí ordenó un Réquiem especial en 1888.
Ente los cristianos orientales hai dellos díes dedicaos a la oración polos difuntos, munchos d'ellos cayen en sábadu, mientres el tiempu de la Cuaresma o Pascua. Nel ritu de la Ilesia Ortodoxa Griega, esta fiesta celebrar nel Víspora de la Sesaxésima, o nel Víspora de Pentecostés, ente que la Iglesia Armenia celebra la Pascua de los difuntos» a otru día de Pascua de Resurrección.
Na Ilesia Serbia hai tamién una Conmemoración de los difuntos, celebrada'l sábadu siguiente a la fiesta de la Concepción de san Juan Bautista (23 de setiembre).
Mientres la Reforma protestante, la celebración de los Fieles Difuntos foi fundida cola de Tolos Santos pola Ilesia Anglicana, anque foi anovada por ciertes Ilesies conectaes col Movimientu de Oxford nel sieglu XIX.
Ente dellos protestantes non anglicanos la tradición foi caltenida aprofiantemente. A pesar de la influencia de Lutero, qu'abolió esta celebración en Sajonia y de les penes eclesiástiques luteranes, sobrevive esta celebración na Europa protestante.
La tradición d'asistir al campusantu pa rezar poles almes de quien yá abandonaron esti mundu, ta acompañada d'un fondu sentimientu de devoción, onde se tien el convencimientu de que'l ser queríu que se coló y va pasar a una meyor vida, ensin nengún tipu de dolencia, como asocede colos seres terrenales.
En Francia la xente de tolos rangos y credos decora los sepulcros de los sos muertos na "Fête des morts".
Nel centru y sur de Méxicu y en América Central (qu'en xunto componen la rexón conocida como Mesoamérica) esta celebración combinar con elementos d'indixenismu y del sincretismu resultó una orixinal celebración nel Día de Muertos, distinta de les otres naciones católiques. Esta fiesta inclúi por tradición un Altar de muertos que consiste nuna serie d'adornos florales acompañaos de la comida favorita del difuntu; amás de fotografíes y otros detalles.
Nes zones andines de Suramérica, especialmente en Ecuador, Perú y Bolivia, el costume ye preparar ya intercambiar ente familiares y amigos les guaguas de pan pa consumir cola tendaladamorada qu'en delles árees rurales son tamién ufriendes principales nos campusantos.
En Arxentina simultáneamente conmemórase'l Día de los Muertos pola Patria, instituyíu a partir de la iniciativa del profesor correntino Dr. José Alfredo Ferreira, nel añu 1910.
Día Internacional contra los Ensayos Nucleares
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara'l 29 d'agostu Día Internacional escontra los Ensayos Nucleares.
El 2 d'avientu de 2009 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 64/35 declara'l 29 d'agostu Día Internacional escontra los Ensayos Nucleares, "dedicáu a aumentar la conciencia y les conocencies del públicu sobre los efectos de les esplosiones d'ensayu d'armes nucleares y cualesquier otru tipu d'esplosión nuclear y la necesidá de pone-yos fin como unu de los medios de llograr l'oxetivu d'un mundu llibre d'armes nucleares".
Día Internacional escontra la Corrupción
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide que se proclame'l 9 d'avientu Día Internacional escontra la Corrupción
EL 31 d'ochobre de 2003, Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 58/4 "decide que, con cuenta d'aumentar la sensibilización respecto de la corrupción, según del papel que puede desempeñar la Convención pa combatila y prevenila, proclámese'l 9 d'avientu Día Internacional escontra la Corrupción".
Sábese que nos países nos que se perciben altos niveles de corrupción, l'ingresu per cápita ye menor; la distribución del ingresu ye más inxusta; hai baxos niveles d'inversión estranxera y nacional, según baxos niveles de crecedera económica. El grau de desenvolvimientu d'un país ta rellacionáu negativamente colos niveles de percepción de la corrupción, polo que podemos dicir qu'ésta ye una de les carauterístiques del subdesarrollu.
La corrupción fai que se destinen recursos públicos a proyectos nos qu'hai más probabilidaes de llograr un beneficiu personal, meyor conocíos como "elefantes blancos", a cuenta de les prioridaes del desenvolvimientu del conceyu, del estáu o del país. Estos "paquidermos" non solamente alloñen recursos de les necesidaes reales d'inversión, sinón que col enfotu d'arriquecimientu, los sos promotores suelen transgredir normes de seguridá y de protección al ambiente, causando perdes adicionales pa la sociedá y pal ecosistema.
El relajamiento nes normes xurídiques promueve la corrupción, favorez el fraude, el fuximientu fiscal y la crecedera d'economíes informales. La corrupción tamién manca a los sistemes de procuración y impartición de xusticia y amenorga polo xeneral la calidá de los servicios públicos. La corrupción non solamente xenera más corrupción, sinón que promueve la impunidá y llinda la capacidá de los gobiernos pa combatila, creando un círculu viciosu que de nun detenese, puede crecer y volvese incontrolable.
Congresu de les Naciones Xuníes sobre Prevención del Delitu y Xusticia Penal
Publicaciones en inglés 
Día de les Naciones Xuníes pa la Cooperación Sur-Sur
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró'l 12 de setiembre Día de les Naciones Xuníes pa la Cooperación Sur-Sur.
El 22 d'avientu de 2011 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 66/550, "recordando'l so Resolvimientu 58/220, de 23 d'avientu de 2003, decidió que, a partir de 2012, el Día de les Naciones Xuníes pa la Cooperación Sur-Sur celébrese'l 12 de setiembre en llugar del 19 d'avientu, pa conmemorar la fecha de 1978 en que la Conferencia de les Naciones Xuníes sobre Cooperación Técnica ente los Países en Desenvolvimientu aprobó'l ".
Día Mundial del Corréu
Día Mundial del Corréu (inglés: "World Post Day", ) ye un día internacional de descansu, establecíu pola Unión Postal Universal (UPU) en 1969; ta allugáu na Selmana Internacional de la Carta, que siempres correspuende a la selmana que contién al 9 d'ochobre. Día Mundial del Corréu na enumeración de "día internacional".
En 1969 la Unión Postal Universal declaró'l 9 d'ochobre Día Mundial del Corréu.
Deceniu d'Acción pa la Seguridá Vial 2011-2020
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró'l deceniu 2011-2020 Deceniu d'Acción pa la Seguridá Vial 2011-2020.
El 20 de payares de 2009 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 64/540 declaró'l deceniu 2011-2020 Deceniu d'Acción pa la Seguridá Vial 2011-2020.
Recursos
Sistema de la ONU
Publicaciones
Deceniu de les Naciones Xuníes sobre la Biodiversidá
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar el periodu 2011-2020 Deceniu de les Naciones Xuníes sobre la Biodiversidá.
El 20 d'avientu de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/161 decide declarar el periodu 2011-2020 Deceniu de les Naciones Xuníes sobre la Biodiversidá.
Deceniu Internacional d'Acercamientu de les Cultures
La Unesco proclamó'l deceniu 2013 - 2022 Deceniu Internacional d'Acercamientu de les Cultures.
El 28 d'ochobre de 2011 la Conferencia Xeneral de la Unesco proclamó'l deceniu 2013 - 2022 Deceniu Internacional d'Acercamientu de les Cultures.
Deceniu Internacional de los Afrodescendientes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama'l Deceniu Internacional de los Afrodescendientes, que va empezar el 1 de xineru de 2015 y va terminar el 31 d'avientu de 2024.
El 23 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/237 "proclama'l Deceniu Internacional de los Afrodescendientes, que va empezar el 1 de xineru de 2015 y va terminar el 31 d'avientu de 2024, cola tema “Afrodescendientes: reconocencia, xusticia y desenvolvimientu”, que se va inaugurar de forma oficial darréu dempués del alderique xeneral del sesaxésimu novenu periodu de sesiones de la Asamblea Xeneral".
La Organización de les Naciones Xuníes proclama'l periodu de 2005 a 2015 Deceniu Internacional pa l'Acción, “L'agua, fonte de vida”, que va dar empiezu'l 22 de marzu de 2005, Día Mundial de l'Agua.
El 23 d'avientu de 2003 la Organización de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 58/217 proclama'l periodu de 2005 a 2015 Deceniu Internacional pa l'Acción, “L'agua, fonte de vida”, que va dar empiezu'l 22 de marzu de 2005, Día Mundial de l'Agua.
Día de los Derechos Humanos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes designó'l 10 d'avientu como'l Día de los Derechos Humanos. Esi día, en 1948, roblóse la Declaración Universal de los Derechos Humanos.
El 10 d'avientu de 1950 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 423 (V) "convida a tolos Estaos y organizaciones interesaos qu'adopten el 10 d'avientu de cada añu como día de los Derechos del Home, a que reparen esti día pa celebrar la proclamación de la Declaración Universal de los Derechos del Home pola Asamblea Xeneral, el 10 d'avientu de 1948 y a que doblen los sos esfuerzos pa llograr que la humanidá realice nuevos progresos nesti campu".
L'asamblea xeneral proclama la Declaración Universal de Derechos Humanos como ideal común pol que tolos pueblos y naciones tienen d'esforciase, con cuenta de que tanto individuos como instituciones, inspirándose costantemente nella, promuevan, per aciu la enseñanza y l'educación, el respetu a estos derechos y llibertaes, según el cumplimientu de les sos obligaciones, y de la mesma, per aciu midíes progresives de calter nacional ya internacional, asegúrese la so reconocencia y aplicación universales y efectivos, tantu ente los pueblos d'Estaos Miembros como ente los de los territorios dispuestos so la so xurisdicción.
El mensaxe de les Naciones Xuníes pal añu 2014 ye:
El principiu aplicar a toa persona en relación con tolos derechos humanos y les llibertaes, y prohibe la discriminación sobre la base d'una llista non refecha de categoríes tales como sexu, raza, color, y asina sucesivamente. El principiu de la non discriminación complementar col principiu d'igualdá, como lo axusta l'artículu 1 de la Declaración Universal de Derechos Humanos: “Tolos seres humanos nacen llibres ya iguales en dignidá y derechos”.
ye un fenómenu mundial con un impactu na sociedá en distintos niveles. Nel casu mexicanu d'alcuerdu al Reporte sobre la discriminación en México 2012, ellaboráu pola Comisión Nacional pa Prevenir la Discriminación (CONAPRED) en collaboración col Centru d'Investigación y Docencia Económica (CIDE); detectáronse once grupos sociales víctimes de discriminación los cualos son: muyeres, vieyos, nuevos, neñu(a)s, indíxenes, homosexuales y miembros de la comunidá LGBTTI, enfermos y discapacitaos, vieyos, estranxeros migrantes, creyentes non católicos; nun quedándose namái nesto sinón que s'estiende dende'l llinguaxe, la vestimienta hasta la llibertá d'espresión lo que fai ver a la sociedá mexicana en atavismos autoritarios que presenta una negación de derechos y una rotura de la democracia; que s'amuesa más crónicu por que les instituciones sociales y polítiques en llugar de combatila reforzar, validar y peor entá la imponen y afalar.
A última hora, esta situación non yá esistente en México sinón nel mundu enteru que xenera una torga más pa poder aspirar a la construcción d'una sociedá equitativa capaz de garantizar oportunidaes de desenvolvimientu y de bienestar.
Dichu principiu, llargamente mentáu tantu en convenios, declaraciones y resolvimientos internacionales sobre derechos humanos, dispon que tolos Estaos tienen el deber, independientemente de los sos sistemes políticos, económicos y culturales, de promover y protexer tolos derechos humanos, según les sos llibertaes fundamentales.
Los derechos humanos son tamién inalienables, cuidao que nun tienen de suprimir se salvu en determinaes situaciones y acorde a les debíes garantíes procesales. Dáu ye'l casu, cuando s'hai d'acutar el derechu a la llibertá si un tribunal de xusticia dictamina qu'una persona ye culpable de cometer un delitu. 
Día d'Internet
El Día d'Internet ye una efeméride que se celebra en Méxicu, Perú, Chile, Paraguái, Arxentina, España, Colombia, Uruguái, Ecuador, Bolivia y Venezuela y en dellos otros llugares del mundu'l 17 de mayu, impulsada pola Asociación d'Usuarios d'Internet y pola Internet Society, respectivamente. Celebrar por primer vegada'l 25 d'ochobre de 2005. Poco tiempu dempués, la Cume de la Sociedá de la Información celebrada en Túnez en payares de 2005, decidió proponer a la ONU la designación del 17 de mayu como'l "Día Mundial de la Sociedá de la Información", polo que se movió'l denomináu Día d'Internet a tala fecha.
Pretende dar a conocer les posibilidaes qu'ufierten les nueves tecnoloxíes p'ameyorar el nivel de vida de los pueblos y de los sos ciudadanos. Dándo-yos un pocu más d'entendimientu sobre la tecnoloxía y les sos funciones.
La iniciativa del Día d'Internet surdió por iniciativa de la Asociación d'Usuarios d'Internet, a la que se sumaron distintes asociaciones españoles que víen con interés el compartir nuna fecha lo que cada unu fai p'averar la Sociedá de la Información (SI) a tolos ciudadanos.
En Llatinoamérica la iniciativa del Día Mundial d'Internet tamién tuvo gran acoyida, ye asina que güei atópense venceyaes la Asociación Colombiana d'Usuarios d'Internet, la Asociación Mexicana d'Internet, la Asociación Arxentina d'Usuarios d'Internet (Internauta Arxentina), la Asociación Chilena d'Usuarios d'Internet, n'Ecuador el capítulu de ISOC nesi país y en Venezuela la oficina técnica ye llevada por Manos pola Niñez y adolescencia.
En Colombia l'Asociación Colombiana d'Usuarios d'Internet tien como misión institucional promover l'espardimientu, conocencia, usu y aprovechamientu de les Tecnoloxíes d'Información y Comunicaciones y en particular d'Internet nel país.
Chile ta presente dende'l primer añu qu'empezó la iniciativa (2005), siendo'l primer país a nivel llatinoamericanu n'impulsar y celebrar el Día d'Internet. En Chile la organización que s'encarga de desenvolver esti eventu ye Internauta Chile, quien per aciu un Congresu, la entrega de los Premios Internauta y eventos a nivel nacional llograron asitiar esta actividá. De Internauta Chile han surdíos proyectos como los Hermanamientos Dixitales, la campaña Falemos el mesmu y-dioma, ciclos de Cine Geek itinerante, les Academies de Cibervoluntarios y Corresponsales Web, la Unidá Coordinadora de la Sociedá de la Información, ente otros. Destaca la entrega de los Premios Internauta, galardón que s'apurre a les iniciatives tecnosociales que se desenvuelven nel País.
Na Arxentina, llevar a cabo jornada (presenciales y virtuales) que cunten con una nutrida axenda de conferencies per internet con foros d'alderique y chats en vivu con reconocíos espertos nacionales ya internacionales y un ambiente colaborativo online d'interacción.
En Bolivia, desenvuélvense charres sobre llogros utilizando internet, teniendo presente que Bolivia ye'l país onde l'internet ye'l más lentu del mundu y el más caru de Suramérica. 
La celebración del día d'Internet nel so primer edición tuvo llugar el 25 d'ochobre de 2005. Nesa fecha, llevar a cabu más de 400 eventos en más de 8.000 allugamientos de 31 provincies de les 17 Comunidaes Autónomes. Más de 200 entidaes públiques y privaes suscribieron la Declaración de Principios pa construyir la Sociedá de la Información, en representación de más d'un millón de ciudadanos.
En payares de 2005, la II Cume Mundial sobre la Sociedá de la Información celebrada en Túnez, aprobó proponer a la Asamblea Xeneral de Naciones Xuníes la designación del 17 de mayu como Día Mundial de les Telecomunicaciones y de la Sociedá de la Información.
Nel artículu 121 del documentu de conclusiones del Cume Mundial de la Sociedá de la Información, celebrada en Túnez en payares de 2005, afírmase que:
El Día d'Internet apurre una oportunidá pa impulsar y favorecer l'accesu a la Sociedá de la Información de los ensin conectar y de los discapacitaos. Amás, aprovechando la esperiencia adquirida n'España, va fomentase la celebración del Día d'Internet n'otros países, poniendo a disposición d'aquellos que tean comenenciudos tol trabayu, información y metodoloxía desenvueltu polos que participaron n'ediciones anteriores.
== Participación Toa'l mundu ta convidáu a participar nel Día d'Internet. Hai diverses formes de participar y contribuyir. En munches ciudaes realicen eventos que conmemoren dichu día, entamaos por empreses, alministraciones y organizaciones de cualquier tipu y tamañu, que tienen de cumplir les siguientes condiciones:
Tamién se lleven a cabo declaraciones a les que puede suscribise como persona física o colectivu y faise entrega de los "premios del Día d'Internet", que la so finalidá ye reconocer l'esfuerzu de persones ya instituciones pa incorporar a los ciudadanos a la Sociedá de la Información, fomentar l'accesibilidá na rede, aguiyar la participación abierta de persones ya instituciones y contribuyir al espardimientu de la efeméride.
Esta celebración tien el so primer antecedente na celebración del Día Mundial de les Telecomunicaciones una efeméride centrada nesti oficiu y los sos profesionales, darréu na década de los 90 n'Estaos Xuníos celebraron el “Internet Day” col oxetivu concretu de dedicar una xornada festiva a cablear les escueles y dexó de celebrase nel momentu que solucionóse esti problema.
A mediaos de los años 90 surde en Francia "La fête de l’internet", acontecimientu que se sigue celebrando añalmente a mediaos de Marzu de cada añu y centráu nos países francófonos.
La Unión Europea instauró nel añu 2004 el "Safer Internet Day" coles mires de dar a conocer como faer una Internet más segura y confiable. Esta acción soportada per dellos países de la UE repitió la so realización nel añu 2005.
La iniciativa del Día d'Internet surde, n'España, nel añu 2004, a partir d'una propuesta de l'Asociación d'Usuarios d'Internet, a la que se suman distintes organizaciones, teniendo la so primer celebración del Día d'Internet de 2005 el 25 d'ochobre d'anguaño con notable ésitu de participación.
Día de la Llibertá de Software
El Día de la Llibertá de Software, tamién llamáu Día del Software Llibre o Día Mundial del Software Llibre (Software Freedom Day, n'inglés), ye una celebración añal a nivel mundial del software llibre. Ye un eventu de educación pública, non solo pa celebrar les virtúes d'esti tipu de software, sinón pa promover el so usu pal beneficiu del públicu.
Esti eventu crear en 2004 y celebróse per primer vegada'l 28 d'agostu d'esi añu, fecha en que participaron alredor de 70 equipos. Dende entós foi creciendo en popularidá y más de 300 equipos de cerca de 60 países celebraron el segundu Día de la Llibertá de Software, lleváu a cabu'l 10 de setiembre del 2005. En 2008, más de 500 equipos en 90 países alredor del mundu celebraron DLS.
El patrocinador principal pa 2005-2006 foi Canonical Ltd, la compañía detrás d'Ubuntu, una distribución GNU/Linux.
A partir de 2006, decidióse que'l Día de la Llibertá de Software va celebrase'l tercer sábadu de cada mes de setiembre. 
La Software Freedom International ye una organización ensin fines d'arriquecimientu qu'actúa como l'organizador principal del eventu, aceptando donaciones, roblando contratos de patrociniu y unviáu materiales al traviés de cuentes oficiales. Anunciáronse planes pa buscar un estatus llibre d'impuestos, pa faer la donaciones deducibles. Pa estremase del eventu mesmu, la organización madre recibió'l nome Software Freedom International (SFI).
Les decisiones importantes tocantes al eventu tomar los miembros del Comité Directivu de la SFI.
Día de la Tierra
El Día de la Tierra ye un día celebráu en munchos países el 22 d'abril. El so promotor, el senador estaunidense Gaylord Nelson, instauró esti día pa crear una conciencia común a los problemes de la superpoblación, la producción de contaminación, el caltenimientu de la biodiversidá y otres esmoliciones ambientales pa protexer la Tierra. Ye un día pa rindir homenaxe al nuesu planeta y reconocer a la Tierra como'l nuesu llar y la nuesa madre, según espresar distintes cultures a lo llargo de la hestoria, demostrando la interdependencia ente les sos ecosistemes y los seres vivos que la habitamos.
En 1968, Morton Hilbert y l'O.S. Public Health Service (Serviciu de Salú Pública de Y.Y.O.O.), entamaron el Simposio d'Ecoloxía Humana, realízase una conferencia polos nomaos enantes pa una asamblea conferencia medioambiental por qu'estudiantes escucharen a científicos falar sobre los efectos del deterioru ambiental na salú humana. Este foi'l primer antecedente del Día de la Tierra. Mientres los siguientes dos años, Hilbert y los sos estudiantes trabayaron pa entamar el primer Día de la Tierra.
Surdieron otros esfuerzos como Survival Project (Proyectu pa la Supervivencia), unu de los primeros eventos educacionales de conciencia ambiental, que foi lleváu a cabu na Universidá Northwestern el 23 de xineru de 1970. Este foi'l primeru de dellos eventos realizaos en campus universitarios por tou Estaos Xuníos. Asina mesmu, Ralph Nader empezó a falar alrodiu de la importancia de la ecoloxía en 1970.
La primer manifestación tuvo llugar el 22 d'abril de 1970, promovida pol senador y activista ambiental Gaylord Nelson, pa la creación d'una axencia ambiental. Nesta convocatoria participaron dos mil universidáes, diez mil escueles (primaries y secundaries) y centenares de comunidaes. La presión social tuvo los sos llogros y el gobiernu de los Estaos Xuníos creó la Environmental Protection Agency (Axencia de Protección Ambiental) y una serie de lleis destinaes a la protección del mediu ambiente.
En 1972 celebróse la primer conferencia internacional sobre'l mediu ambiente: la Cume de la Tierra d'Estocolmu, que'l so oxetivu foi sensibilizar a los líderes mundiales sobre la magnitú de los problemes ambientales.
Acordies con Gaylord Nelson, el términu “Día de la Tierra”, yera “un nome obviu y lóxicu”, suxuríu por ciertes persones” na seronda de 1969, incluyíu, afirma, “un amigu mio que tuviera nel campu de les relaciones públiques y un executivu de publicidá de New York”, Julian Koenig, quien tuviera nel comité organizador de Nelson en 1969. La idea asocedióse-y a Koeing pola coincidencia ente'l so cumpleaños y el día escoyíu, el 22 d'abril; n'inglés, Earth Day (Día de la Tierra) rima con birthday (cumpleaños), la conexón paecía natural. Otros nomes circularon mientres les preparaciones –el mesmu Nelson siguió llamándolo National Environment Teach-In (Alcuentru Nacional del Mediu Ambiente), pero'l coordinador nacional, Denis Hayes, usó'l términu Día de la Tierra nos sos comunicaos y la cobertoria de prensa del eventu foi prácticamente unánime nel usu del términu Día de la Tierra, asína que'l nome quedóse.
Gaylord Nelson escoyó la fecha de tal manera que se maximizara la participación nes universidaes, yá que lo consideraba un alcuentru ente maestros y alumnos. Determinó que la selmana del 19 al 25 d'abril yera'l meyor apueste, una y bones esta nun coincidía colos exames o les vacaciones de primavera. Entá más, esta fecha nun tenía nengún conflictu con celebraciones relixoses como la Pascua o'l Pesakh, y yera demasiáu tarde en primavera pa tener un clima decente. Más estudiantes preferiríen tar en clase y habría menos competencia con otros eventos de media selmana – asina qu'escoyó el miércoles 22 d'abril. El día tamién coincidió col aniversariu del natalicio de John Muir, notable conservacionista.
Ensin la conocencia de Nelson, el 22 d'abril de 1970 foi, por coincidencia, el centésimu aniversariu del natalicio de Lenin, cuando se treslladó al calendariu gregorianu, que foi adoptáu polos rusos hasta 1918. La revista Time reportó que munchos nun pensaron que la fecha fuera una coincidencia, sinón una pista de que l'eventu foi un engañu comunista”, y citaron a un miembru de Daughters of the American Revolution, diciendo: “elementos subversivos entamen faer que los neños americanos vivan nun ambiente que sía bonu pa ellos”. John Edgar Hoover, direutor del Buró Federal d'Investigaciones, pudo crear la intriga de la conexón con Lenin, yá que se presumía qu'el FBI llevaba a cabo tarea de vixilancia nes manifestaciones de 1970. La idea de que la fecha fuera escoyida pa celebrar el centenariu de Lenin, entá persiste en dellos cuarteles.
El 20 d'avientu de 2013, l'Asamblea Xeneral de la ONU, na so 68º periodu de sesiones, decidió proclamar el 3 de marzu como'l Día Mundial de la Naturaleza, coles mires de concientizar avera del valor de la fauna y la flora xavazs. La fecha escoyida marca l'aniversariu de l'aprobación en 1973 de la Convención sobre'l Comerciu Internacional d'Especies Amenaciaes de Fauna y Flora Monteses (CITES, nes sos sigles n'inglés), que xuega un destacáu papel na protección de la especies frente al comerciu internacional.
Primeramente, el 3 de marzu fuera designáu como Día Mundial de la Naturaleza nun resolvimientu de la Conferencia de les Partes en CITAR, na so 16.ª xunta celebrada en Bangkok del 3 al 14 de marzu de 2013. El resolvimientu, copatrocinada pol Reinu Xuníu y Tailandia, informaba de les conclusiones de la xunta a l'Asamblea Xeneral de la ONU.
La ONU adopta dicha celebración pa reafitar la importancia de la flora y fauna mundial. Ta centrada nel caltenimientu de la naturaleza, según na reiteración del so valor social y contribución al mediu ambiente y que nenguna especie sía esplotada al puntu del peligru d'estinción.
La celebración del Día de la Tierra ye más global, yá que la so esmolición respuende a los intereses del planeta.
"“El Día Mundial de la Naturaleza y El Día de la Tierra recuérdanos la urxente necesidá d'intensificar la llucha contra'l crime contra la fauna, contra'l planeta y entá ye más contra los humanos, yá que tien amplies repercusiones económiques, medioambientales, de salú y sociales”.marzu proclamáu-como-dia-mundial-de-la naturaleza/"
El Día Equinoccial de la Tierra ye celebráu nel equinocciu de marzu, alredor del día 20, pa señalar el momentu esactu de la primavera astronómica nel Hemisferiu Norte, y el seronda astronómicu nel Hemisferiu Sur. Un equinocciu ye, n'astronomía, el puntu nel tiempu (non un día enteru) en que'l Sol ta directamente sobre l'ecuador terrestre. Asocede alredor del 20 de marzu y 23 de setiembre de cada añu. Na mayoría de les cultures, los equinoccios y solsticios marquen el principiu o fin de les estaciones del añu.
Esiste un discutiniu al respective de quién usó per primer vegada'l términu Día de la Tierra. En 1969, John McConnell presentó ante la UNESCO, na Conferencia sobre'l Mediu Ambiente, la idea d'una celebración mundial llamada Día de la Tierra, y afirma: “el primer día de primavera ye'l momentu del equinocciu onde'l sol crucia'l celestial ecuador causando que'l día y la nueche duren lo mesmo –llevando al planeta a un estáu d'equilibriu. Este ye'l verdaderu Día de la Tierra, non porque yo haber escoyíu, sinón porque esti aniciar na mesma rotación y revolución del planeta Tierra.” El 21 de marzu de 1970, l'alcalde de San Francisco, Joseph Alioto, emitió la primera proclama; realizáronse delles celebraciones nesta ciudá y en Davis (California), California, con fiestes nes cais mientres dellos díes. O Thant, secretariu xeneral de la ONU nesos momentos, sofitó la iniciativa global de McConnell por que se realizara añalmente esti eventu; asina, el 26 de febreru de 1971, robló una declaración pa tal efectu.
El 15 d'avientu de 1972, l'Asamblea Xeneral de la ONU, nel resolvimientu númberu 2994 consiguida nel 27° periodu de sesiones, designó el 5 de xunu Día Mundial del Mediu Ambiente, pa conmemorar la inauguración de la Conferencia d'Estocolmo sobre'l Mediu Humanu, concientizando a la opinión pública de la necesidá d'ameyorar y caltener el mediu ambiente.
El Día Mundial del Mediu Ambiente conmemórase tolos años en más de 100 países. Ye motivu d'inspiración p'actividaes polítiques y comuñales conducíes a anovar el so compromisu cola protección del mediu ambiente.
Les actividaes tienen como finalidá sensibilizar les situaciones ambientales, favoreciendo que los individuos sían elementos activos d'un desenvolvimientu sostenible, sustentable y equitativo cola cuenta de que la humanidá asegure un futuru más prósperu, valiéndose para ello d'actividaes bien diverses que van dende desfiles caleyeros, paseos en bicicleta, conciertos ecolóxicos, plantíu d'árboles, campañes de recicláu y llimpieza, pasando por seminarios, meses redondes, llegando hasta la firma o ratificación de convenios internacionales.
Los detalles sobre les actividaes previstes pa conmemorar esti día publicar, y echar# voz de qué ye lo que fixeron en tol mundu pa celebralo.
Los más importantes actos de conmemoración del Día Mundial del Mediu Ambiente tienen verificativo na ciudá de Shenzhen, perteneciente a la República Popular China.
Mientres les celebraciones del ventiavu aniversariu del Día de la Tierra en 1990, muncha xente manifestó'l so compromisu de promover l'harmonía ente la naturaleza y la tierra. 
Índiz de Ciudaes Verdes d'América Llatina: tratar d'una evaluación comparativa del impactu ecolóxicu de les principales ciudaes de América Llatina, según la División de Población de les Naciones Xuníes, Llatinoamérica ye la rexón en víes de desenvolvimientu más urbanizada del mundu, remanar un porcentaxe del 81% de la población viviendo en zones urbanes.
Asina se xustifiquen les esmoliciones como la conxestión de tráficu, polítiques d'usu de la tierra, disposición de refugayes y calidá del aire. Esti proyectu d'investigación ye independiente, realizáu pola Economist Intelligence Unit y patrocináu por Siemens.
El reporte ta estremáu en cinco partes metodolóxiques; fai, amás, un analís fondu de Curitiba como ciudá líder na tema. Esamínense los afayos al respective de los ocho categoríes individuales del Índiz: enerxía y CO2, usu de la tierra y edificios, tresporte, refugayes, agua, saneamientu, calidá del aire y gobernanza medioambiental.
En México incluyéronse cuatro ciudaes de les cualos los meyores calificaes fueron: Ciudá de México y Puebla, destacando a ésta por llevar a cabu un proyectu exemplar” llamáu Monederu Ecolóxicu percima de Monterrey y Guadalajara.
Día de π
Conócense como Día de Pi dos celebraciones n'honor de la espresión matemática Pi; el "Día Pi" y el "Día d'aproximamientu de Pi". Esta celebración foi un escurrimientu del físicu Larry Shaw en San Francisco, y foi ganando en popularidá, hasta'l puntu de cuntar en 2009 con un resolvimientu favorable de la Cámara de Representantes de los Estaos Xuníos, na que se declaraba al 14 de marzu como día nacional de π.
Pola forma en que s'escribe nel formatu usáu nos Estaos Xuníos, el 14 de marzu (3/14) convirtióse nuna celebración non oficial pal "Día Pi", derivándose del aproximamientu de tres dígitos de pi: 3,14. De normal la celebración concentrar a la 1:59 PM (en reconocencia del aproximamientu de seis dígitos: 3,14159), anque delles persones afirmen qu'en realidá son les 13:59, polo que lo correcto sería celebrar a la 1:59 AM.
Matemáticos y profesores de delles escueles alredor del mundu entamen fiestes y xuntes nesta fecha. La fecha celebrar de maneres bien diverses: dellos grupos axuntar p'aldericar y comentar sobre la importancia de pi nes sos vides, intercambiar anécdotes o teorizar cómo sería'l mundu ensin la conocencia de pi. Otros grupos axuntar pa ver la película de cultu, Pi, fe nel caos. Tamién ye frecuente comer tartes con motivos sobre π; otru xuegu de palabres, pos en llingua inglesa, tanto "pi" como "pie" (tarta) tienen idéntica pronunciación.
Dellos entusiastes forfugar a señalar qu'esi día celébrase tamién el natalicio de Albert Einstein y conmemórase el fallecimientu de Karl Marx. Otru datu interesáu ye que l'afamáu Institutu Tecnolóxicu de Massachussetts (MIT), reconocíu pol so inusual acercamientu a les matemátiques, acostuma unviar les cartes d'aceptación a los sos futuros estudiantes por que sían apurríes nesta fecha.
El momentu Pi "definitivu" asocedería'l 14 de marzu de 1592 a les 6:53:58 (AM). Esto, escritu en formatu estauxunidense, sería 3/14/1592 6:53.58, que correspondería al valor de pi espresáu en doce dígitos: 3,14159265358. Considerando qu'esto foi enforma tiempu primero que se estandarizara la hora nel mundu y pi nun yera un conceutu d'usu xeneral, lo más seguro ye que la fecha fuera camudada a lo llargo de la hestoria.
Tamién se considera aceptable'l 14 de marzu de 2015, yá que representa al númberu Pi al ser representáu abreviadamente como 3/14/15. Concretamente a les 9:26:53 de la mañana forma un conxuntu equiparable al númberu Pi espresáu con nueve cifres decimales: 3,141592653.
El "Día d'aproximamientu de Pi" puede ser señaláu en cualesquier d'estes feches:
Día Internacional de los Estudiantes
El día del estudiante ye una fecha añal que se conmemora en dellos países; anque la efeméride esacta que se repara difier en cada país, esta celebración suel tar rellacionada cola mocedá y la primavera.
== Arxentina conmemora'l 21 de setiembre y magar coincide col día de la primavera, la verdadera razón de la elección d'esa fecha ye que nesi día de 1888 llegaron a Bonos Aires los restos repatriaos del prócer Domingo Faustino Sarmiento (15 de febreru de 1811 – 11 de setiembre de 1888), quien mientres la so presidencia foi responsable de la construcción de más de 801 escueles. Esti día los alumnos de los secundarios nun alleguen a clases.
Particularmente na Provincia de Jujuy realízase la Fiesta Nacional de los Estudiantes, siendo declarada fiesta nacional y see permanente d'estos festexos, nos cualos escuéyense reines de toles provincies arxentines.
El 11 de mayu celebra'l Día del Alumnu, establecíu per aciu el decretu 147 de 1992 del Ministeriu d'Educación; esti día recuerda la publicación del decretu supremu 524 de 1990 del Ministeriu del Interior, qu'aprobó una nueva versión del reglamentu que dexa a los estudiantes secundarios formar centros d'alumnos.
Xeneralmente, los colexos, liceos y escueles festexen esta efeméride per aciu una ceremonia con profesores y estudiantes; efectúense competencies internes y actividaes recreatives pa los estudiantes, como espectáculos artísticos y xuegos deportivos. Esti día nun ye conmemoráu na educación cimera, pos el decretu mentáu acuta l'ámbitu d'esti día a los establecimientos educacionales d'enseñanza básica y media.
La celebración conmemora l'asesinatu de dellos estudiantes de la Universidá Nacional quien nel so momentu alzaron la so voz de protesta en contra de fechos de corrupción de los gobiernos de vez y n'esixencia de garantíes y llibertaes pa la educación cimera en Colombia.
Son principalmente dos sucesos que tienen de mentase pa entender el día del estudiante en Colombia.
El primeru d'ellos remóntase al añu de 1929 cuando los estudiantes de la Universidá Nacional de Colombia deciden manifestase en contra del gobiernu conservador de la dómina al que se-y esixía destituyir funcionarios y responsables militares de la masacre de les bananeras. Na nueche d'aquel 7 de xunu, la policía, da muerte a Gonzalo Bravo Pérez (dalgunos referir como Páez) y causen dos mancaos. El 8 de xunu los estudiantes xuntu cola comunidá capitalina refuguen el fechu con una xigantesca marcha.
El 8 de xunu de 1954 en plena dictadura de Gustavo Coloraes Pinilla, conmemoráronse 25 años de los sucesos asocedíos en 1929, onde participaron estudiantes de diverses universidaes. Na tarde d'esi mesmu día, en territorios de la Universidá Nacional, foi asesináu pola policía l'estudiante de medicina Uriel Gutiérrez. El fechu trescaló fondamente a la comunidá estudiantil de la dómina y por tal motivu los estudiantes deciden realizar una marcha escontra'l palaciu de gobiernu a otru día, el 9 de xunu. Dicha manifestación foi atayada pol batallón Colombia que tornaba de la guerra de Corea. En fechos nunca totalmente esclariaos pola xusticia colombiana, l'exércitu abrió fueu contra la manifestación produciendo más d'una decena de muertos.
En Cuba celebra'l día 17 de payares con actividaes nos distintos centros estudiantiles dende la enseñanza preuniversitaria hasta los centros universitarios. De normal o se lliberar el día o la sesión de la tarde pa celebraciones y actos conmemorativos protagonizaos polos estudiantes, profesores y quien quiera xunise.
La fecha en Cuba vien dada en conmemoración a la resistencia de los estudiantes praguenses contra la invasión nazi n'igual fecha del añu 1939.
Tien llugar el 28 de xineru. Mientres esti día realícense diverses actividaes nos centros educativos (meses d'alderique, asamblees de decisión, actividaes de concienciación social) nes cualos reivindícase la figura del estudiante como miembru activu de la Comunidá Educativa (formada pol alumnáu, los padres y les madres y el profesoráu xuntu cola alministración).
En Hondures, el "día del estudiante" celébrase'l 11 de xunu, día en qu'amás se celebra'l natalicio de José Trinidad Reyes, artífiz de la fundación "La Sociedá del Xeniu Entamador y del Bon Gustu", qu'a la posteridá, pasu a ser la Universidá Nacional Autónoma d'Honduras (UNAH).
L'orixe del día del estudiante remontar al añu 1929 cuando los estudiantes de l'agora Universidá Nacional Autónoma de México, llanzar a la fuelga en favor de l'Autonomía Universitaria.
Dempués d'una serie d'eventos y protestes que remataron nuna fuelga xeneral, los alumnos fueron afrellaos brutalmente pola policía dientro de les instalaciones de la Escuela de Derechu'l día 23 de mayu por tal motivu los alumnos d'esta escuela reclamaron qu'esi día fuera recordáu como'l Día del Estudiante n'honor a los afrellaos y que la plaza de Santu Domingu na Ciudá de México fuera llamada Plaza 23 de mayu o del Estudiante.
Un mes dempués consiguióse l'autonomía d'esta casa d'estudios y col tiempu en munchos de los estaos del país creáronse o se tomaron espacios aparentes pa la relaxación y l'estudiu y denomináronse-yos “Xardinos del Estudiante”, n'honor a esa llucha en pos de l'Autonomía Universitaria. Dende entós viénose celebrando cada 23 de mayu'l Día del Estudiante, como un recordatoriu de la llucha en pro d'una educación más abierta y participativa.
En Nicaragua, por Decretu Non. 1487 del 18 de xunetu de 1984 y espublizóse en La Gaceta Non. 153 del 10 d'agostu del mesmu añu, declaróse'l 23 de xunetu "Día Nacional del Estudiante Nicaragüense", fecha que ye recordada nos centros d'enseñanza de los niveles d'educación primaria, secundaria y universitaria del país n'honor a les lluches del movimientu estudiantil universitariu nicaragüense.
El 23 de xunetu de 1959, na ciudá de Llión, cuatro estudiantes de la Universidá Nacional Autónoma de Nicaragua (XUNAN) fueron masacrados brutalmente pola Guardia Nacional de Nicaragua, mientres una manifestación estudiantil de refugo a la dictadura somocista pola so complicidá nos crímenes cometíos pol exércitu hondureñu en "El Chaparral", departamentu d'El Paraísu, Honduras.
Los estudiantes universitarios mártires na masacre del 23 de xunetu de 1959 son: Sergio Saldaña, Mauricio Martínez, Erick Ramírez y José Rubí, quien se constituyeron en símbolos y sellu del compromisu de toles xeneraciones estudiantiles cola defensa de la autonomía universitaria y les lluches de reivindicaciones populares.
En Panamá, esti día celebra'l 27 d'ochobre de cada añu. Nesta fecha, los estudiantes de los graos cimeros de la escuela o colexu al que pertenecen, reemplacen a los maestros o profesores. Cada profesor tien la xera de buscar ente los sos meyores alumnos un reemplazu pa él. Amás, el estudiante que tien el mayor índiz académicu, va reemplazar al Direutor d'escuela direutor.Los estudiantes que lu sigan en puntaje van dir reemplazando respectivamente a los alministrativos del colexu. Tamién se faen agasayadures onde inclusive'l profesores realicen actos risonderos de cantar, baille, dramatización, etc. Los estudiantes más sobresalientes reemplacen a les autoridaes del so distritu, usualmente al alcalde del llugar onde s'atope la escuela o colexu, siendo felicitáu por compañeru y familiares.
En Puertu Ricu, celébrase'l Xueves enantes del Segundu Domingo de Mayu o Día de la Madre. Nesti día realicen actividaes deportives o dias de xuegos, como tambien faise una fiesta pa compartir ente estudiantes, maestros y personal non docente.
En Perú, el 26 de setiembre celebra'l Día del Estudiante Universitariu, en reconocencia a la primer xesta pola busca de la reestructuración universitaria de la Universidá Nacional San Antonio Abá del Cusco, en 1909, y tien por finalidá valorar y promover la importancia de l'actitú de los mozos estudiantes de les Universidaes Públicu y Priváu del ámbitu nacional. Amás cada 23 de setiembre celebra'l dìa del estudiante pa les persones que s'atopen n'etapa escolar(inicial, primaria y secundaria).
En Venezuela, el "día del estudiante" celébrase'l 21 de payares.
La fuelga estudiantil produció una serie de comunicaos que partieron en volantes. Magar que la Seguridá Nacional tomó la Universidá Central, prindó a numberosos estudiantes y cerró los centros d'educación cimera. Tuvo tal ésitu que foi unu de los desencadenantes que concluyeron cola cayida o fuxida del gobiernu del dictador Marcos Pérez Jiménez.
N'Arxentina aprosimao en 1920 foi compuesta la "Cantar del Estudiante" por Francisco García Jiménez, Ernesto Galeano y Carlos Guastavino
Nel añu 2011 en Colombia, el presidente de la Organización Mundial d'Estudiantes, Alexander Ferms de Medellín escribe'l "Himnu de los estudiantes" o "La marcha estudiantil"
El cantar "Estudiante", pertenez a Oscar Mendoza Camín.
Y en Chile, la cantautora chilena Violeta Parra compon el cantar "Gústenme los estudiantes" que ye interpretada por Ángel Parra, Daniel Viglietti y Mercés Sosa.  
Día del maestru
El día del maestru ye una festividá na que se conmemora a les persones que faen de la enseñanza'l so trabayu habitual, como maestros, catedráticos y profesores.
La fecha d'esta celebración varia ente los distintos países, magar la UNESCO suxure faelo'l 5 d'ochobre, práctica que foi siguida por numberoses naciones.
En 1943, la Primer Conferencia de Ministros y Direutores d'Educación de les Repúbliques Americanes, celebrada en Panamá, propunxo tamién una fecha unificada pa tol continente; escoyéndose'l 11 de setiembre, aniversariu del fallecimientu del estadista y educador arxentín Domingo Faustino Sarmiento. Dicha fecha siguió conmemorándose na Arxentina, pero abandonóse nel restu del continente.
Día del Médicu
El Día del Médicu aconseyóse celebrar el 3 d'Avientu de cada añu pola Confederación Médica Panamericana, n'honor Carlos Juan Finlay Barrés, médicu y científicu cubanu qu'afayó que la tresmisión de la fiebre mariello yera causada por un vector intermediariu como'l mosquitu aedes aegypti. N'agostu de 1956 l'Arxentina xuntóse oficialmente a la conmemoración, a iniciativa del Colexu Médicu de Córdoba, respondida por pola Confederación Médica Arxentina y oficializada por decretu del gobiernu nacional.
Día del Arguyu Autista
El Día del arguyu autista celébrase cada 18 de xunu dende 2005. Ye una celebración de la neurodiversidad del espectru autista. Sofita la creencia de que los autistes nun sufren una enfermedá cerebral, de la mesma manera que los que tienen la piel escuro nun sufren una enfermedá na piel.
Día del Periodista
El Día del Periodista ye una festividá na que se celebra a los periodistes y comunicadores. El 8 de setiembre conmemórase'l Día Internacional del Periodista n'homenaxe al periodista checu Julius Fucik.
El Día del Periodista foi establecíu en 1938 pol Primer Congresu Nacional de Periodistes celebráu en Córdoba, n'alcordanza del primer mediu de prensa con idees patriótiques. El 7 de xunu de 1810 Mariano Moreno fundó la "Gazeta de Bonos Aires", primer periódicu de la etapa independentista arxentina. La Primer Xunta indicó por decretu la so fundación por ser necesariu anunciar al públicu los actos oficiales y les noticies esterior y local. Los sos primeros redactores fueron Mariano Moreno, Manuel Belgrano y Juan José Castelli.
Día Internacional escontra la Homofobia, la Transfobia y la Bifobia
El Día Internacional escontra la Homofobia y la Transfobia (en inglés, International Day Against Homophobia and Transphobia, IDAHOT) celébrase'l 17 de mayu pa conmemorar la eliminación de la homosexualidá de la llista de enfermedaes mentales per parte de l'Asamblea Xeneral de la Organización Mundial de la Salú (OMS), lo que tuvo llugar el 17 de mayu de 1990. El so oxetivu principal ye'l de coordinar tou tipu d'acciones que sirvan pa denunciar la discriminación de que son oxetu les persones homosexuales, lesbianes, bisexuales y transexuales, y pa faer avanzar los sos derechos en tol mundu.
El día escurrir en 2004. Dempués d'una campaña que duró un añu, celebrar por primer vegada en 2005, con actividaes en munchos países, qu'incluyeron acciones militantes LGBT en países como la República Democrática d'El Congu, China o Bulgaria. El día ye coordináu mundialmente pol Comité IDAHO, con see en París, fundáu pol académicu Louis-Georges Tin.
Na actualidá, más de 70 países nel mundu criminalicen la homosexualidá y conderguen los actos sexuales ente persones del mesmu sexu con penes de prisión. En siquier cinco d'esos países (Mauritania, Iran, Sudán, Arabia Saudita y Yemen, amás de delles zones de Nixeria y de Somalia) caltener pa estos casos la pena de muerte. El númberu d'esos países camuda de cutio, una y bones dellos países dexen de criminalizar la homosexualidá mientres otros instauren nueves ley que la conderguen.
La discriminación basada na orientación sexual y na identidá de xéneru nun ta oficialmente reconocida polos Estaos miembros de les Naciones Xuníes, a pesar de qu'organismos de derechos humanos como'l Comité de Derechos Humanos condergaron repetidamente la discriminación basada na orientación sexual y l'identidá de xéneru. Per otra parte, la transexualidá yá nun s'atopa catalogada como trestornu mental nel DSM V, la quinta edición del "Manual diagnósticu y estadísticu de los trestornos mentales", publicáu pola Asociación Psiquiátrica Norteamericana, onde apaez la disforia de xéneru.
En 2013 esta xornada celebrar en más de 100 países. Tamién ye reconocida oficialmente per numberosos países, autoridaes locales ya instituciones internacionales (ente les que se cunta'l Parlamentu Européu).
En 2014 México celebró per primer vegada'l Día Nacional de la Llucha contra la Homofobia, siguiendo un decretu publicáu'l 21 de marzu del 2014. Ésti básase nel primer artículu de la constitución mexicana, nel cual precísase que se prohibe, ente otres, la discriminación d'una persona por causa de la so orientación sexual. A partir d'esi momentu, cada unu de los poderes federales ya instituciones so la so competencia tien la obligación de llevar a cabu midíes d'inclusión y polítiques públiques contra la homofobia.
En 2005 el IDAHO celebrar en más de 40 países, dende Francia hasta Hong Kong. Poner en marcha una gran variedá d'iniciatives, que fueron llargamente cubiertes pelos medios de comunicación. En Irán, a pesar de la brutal homofobia gubernamental, falar de IDAHO en numberosos blogues d'Internet y miles de correos electrónicos. En Kiev (Ucrania), soltóse un enorme globu cola inscripción: “"Di NON a la homofobia"”.
Día Internacional de l'Aviación Civil
El Día Internacional de l'Aviación Civil celébrase mundialmente el 7 d'avientu. En 1997 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamar oficialmente. El so propósitu ye xenerar y fortalecer la conciencia mundial sobre la importancia de la aviación civil pal desenvolvimientu social y económico de los Estaos, y del papel de la Organización d'Aviación Civil Internacional (OACI) na promoción de la seguridá, la eficiencia y la regularidá del tresporte aereu internacional. Esi día conmemórase, tamién, la creación de la OACI en 1944.
El 6 d'avientu de 1996 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 51/33 "reparando qu'el 7 d'avientu ye l'aniversariu de la firma del Conveniu sobre Aviación Civil Internacional, fechu en Chicago esi día del añu 1944. Proclama'l 7 d'avientu Día de l'Aviación Civil Internacional".
Día de les Naciones Xuníes
El Día de les Naciones Xuníes celébrase'l 24 d'ochobre dende 1948. Marca l'aniversariu de la entrada a valir en 1945 de la Carta de les Naciones Xuníes. Cola ratificación d'esti documentu fundacional de la mayoría de les sos signatarios, incluyíos los cinco miembros permanentes del Conseyu de Seguridá, la Organización de les Naciones Xuníes entró oficialmente a valir.
De normal les celebraciones en tol mundu inclúin xuntes, deliberaciones y esposiciones sobre los oxetivos y los llogros de la organización. En 1971, l'Asamblea Xeneral encamentó que tolos estaos miembros celebraren esi día como fiesta oficial.
El 31 d'ochobre de 1947 l'Asamblea nel Resolvimientu 168 declara que'l día 24 d'ochobre, aniversariu de la entrada a valir de la Carta de les Naciones Xuníes, va ser en delantre llamáu oficialmente "Día de les Naciones Xuníes" y va tar consagráu a faer conocer les finalidaes y les realizaciones de la Organización de les Naciones Xuníes a los pueblos del mundu y a llograr que sofiten la obra de les Naciones Xuníes".
Día Internacional de les Persones con Discapacidá
En 1992, al términu del Deceniu de les Naciones Xuníes pa los Impidíos (1983-1992), l'Asamblea Xeneral proclamó'l día 3 d'avientu Día Internacional de les Persones con Discapacidá. El Deceniu fuera un periodu de toma de conciencia y de midíes empobinaes escontra l'acción y destinaes al constante meyoramientu de la situación de les persones con discapacidaes y a la consecución de la igualdá d'oportunidaes para elles. Darréu, l'Asamblea fixo un llamamientu a los Estaos Miembros por que destacaren la celebración del Día, con mires a fomentar una mayor integración na sociedá de les persones con discapacidaes.
El 14 d'ochobre de 1992 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 47/3 proclama'l día 3 d'avientu como Día Internacional de les Persones con Discapacidá.
Acordies con datos proporcionaos pol Institutu Nacional d'Estadística y Xeografía (INEGI) en México 5.7 millones de persones carecen dalguna discapacidá, cifra qu'equival a 5.1 per cientu de la población total nel país.
Del Censu de Población y Vivienda 2010 realizáu por dichu Institutu alviértese que la población con discapacidá nel país ta formada principalmente por adultos mayores, esto ye, persones de 60 años y más, según adultos ente los 30 y los 59 años; lo anterior revela que'l riesgu d'adquirir una discapacidá crez de manera importante, a midida que aumenta la edá.
Les entidaes con menor proporción de persones con discapacidá son Chiapas, Quintana Ruco, Baxa California y Nuevu Llión.
En cuanto al accesu a la educación, namái 45 per cientu de les persones con discapacidá asisten a la escuela en promediu.
Ente que el porcentaxe de población ensin discapacidá de 12 años y más que trabaya ye de 54 per cientu, la cifra varia a 30 per cientu pa la población con discapacidá que trabaya.
El serviciu de tresporte públicu alcuéntrase en delda total coles persones que tienen capacidaes distintes, anguaño nun s'atopen les adecuaciones pertinentes, según señalamientos, nin los accesos pal so correctu tránsitu. Anque anguaño cúntase con ramples pa descensu, asientos y pasos, la realidá ye qu'en México entá falta cultivar esa cultura.
En México, acordies con la Llei Xeneral pa la Inclusión de les Persones con Discapacidá, publicada'l 30 de mayu de 2011, toles persones con discapacidá tienen derechu a l'accesibilidá universal y a la vivienda, polo que se van deber emitir normes, lineamientos y reglamentos que garanticen l'accesibilidá obligatoria n'instalaciones públiques o privaes, que-yos dexe'l llibre desplazamientu en condiciones dignes y segures.
Coles mesmes señala que les dependencies y entidaes competentes de l'Alministración Pública Federal, Estatal y Municipal, van xixilar el cumplimientu de les disposiciones qu'en materia d'accesibilidá, desenvolvimientu urbanu y vivienda establecer na llei, pa lo cual, los edificios públicos tendrán de suxetar a la lexislación, regulaciones y Normes Oficiales Mexicanes vixentes, pal aseguramientu de l'accesibilidá a los mesmos.
Otramiente, p'asegurar l'accesibilidá na infraestructura básica, equipamientu o redolada urbana y los espacios públicos, van contemplar ente otros, los siguientes lineamientos:
I. Que sía de calter universal, obligatoria y afecha pa toles persones;
II. Qu'incluya l'usu de señalización, facilidaes arquitectóniques, tecnoloxíes, información, sistema braille, llingua de señes mexicana, ayudes técniques, perros guía o animal de serviciu
y otros sofitos, y
III. Que l'adecuación de les instalaciones públiques sía progresiva.
En mèxico la cultura escontra les persones discapacitaes en bien baxa, yá que se tien pocu respetu a estes persones y nun se-yos respeta les sos árees como nel tresporte públicu según les árees reservaes pa estos como en estacionamientos, cines, museos, escueles, la falta de compromisu per parte del gobiernu ye vultable, yá que en munches de les ceres nun hai ramples pa discapacitaos nin señalamientu, ceres en mala traza qu'obliga a les persones discapacitaes a circular per aveníes y cais. nes escueles non se-yos inculca el respetu y tratu equitativo a persones con discapacidá, según el fomentu al respetu. 
Día Internacional de los Trabayadores
El Día Internacional d'el Trabayadores o Primero de Mayu ye la fiesta por antonomasia del movimientu obreru mundial. Ye una xornada que s'utilizó davezu pa realizar distintes reivindicaciones sociales y llaborales a favor de les clases trabayadores per parte, fundamentalmente, de los movimientos socialista, anarquista y comunistes, ente otros.
Dende'l so establecimientu na mayoría de países (anque la considerancia de día festivu foi en munchos casos tardida) por alcuerdu del Congresu Obreru Socialista de la Segunda Internacional, celebráu en París en 1889, ye una xornada de llucha reivindicativa y d'homenaxe a los "Revuelta de Haymarket#Les condenes Mártires de Chicago". Estos sindicalistes anarquista fueron executaos en Estaos Xuníos pola so participación nes xornaes de llucha pola consecución de la xornada llaboral d'ocho hores, que tuvieron el so orixe na fuelga empecipiada'l 1 de mayu de 1886 y el so puntu álgido tres díes más tarde, el 4 de mayu, na Revuelta de Haymarket. A partir d'entós convirtióse nuna xornada reivindicativa de los derechos d'el trabayadores en sentíu xeneral celebrada en mayor o menor midida en tol mundu. 
En Estaos Xuníos, Canadá y otros países nun se celebra esta conmemoración. N'el so llugar celebra'l "Llabor Day" el primer llunes de setiembre nun desfile realizáu en Nueva York y entamáu pola Noble Orde de los Caballeros del Trabayu ("Knights of Llabor", n'inglés). El presidente estaunidense Grover Cleveland, auspició la celebración en septiembre por medrana a que la fecha de mayu reforzara'l movimientu socialista nos Estaos Xuníos dende 1882. Canadá xunir a conmemorar el primer llunes de setiembre en vegada del primeru de mayu a partir de 1894.
Los fechos que dieron llugar a esta celebración tán contextualizados nos alboreceres de la Revolución Industrial nos Estaos Xuníos. A fines del sieglu XIX Chicago yera la segunda ciudá en númberu d'habitantes d'EE.XX. Del oeste y del sudeste llegaben cada añu por ferrocarril miles de ganaderos sacupaos, creando les primeres villes humildes qu'allugaben a cientos de miles de trabayadores. Amás, estos centros urbanos acoyeron a emigrantes veníos de tol mundu a lo llargo del sieglu XIX.
Una de les reivindicaciones básiques d'el trabayadores, yera la xornada de 8 hores. Unu de los oxetivos prioritarios yera faer valir la máxima de: «ocho hores pal trabayu, ocho hores pal suañu y ocho hores pa la casa». Nesti contestu producieron dellos movimientos; en 1829 formóse un movimientu pa solicitar a la llexislatura de Nueva York la xornada d'ocho hores. Enantes esistía una llei que prohibía trabayar más de 18 hores, «salvu casu de necesidá». Si nun había tal necesidá, cualquier funcionariu d'una compañía de ferrocarril qu'obligara a un maquinista o fogoneru a trabayar xornaes de 18 hores diaries tenía de pagar una multa de 25 dólares.
La mayoría de los obreros taben afiliaos a la Noble Orde de los Caballeros del Trabayu, pero tenía más preponderancia la American Federation of Llabor (Federación Estaunidense del Trabayu), primeramente socialista (anque delles fontes señalen el so orixe anarquista). Nel so cuartu congresu, realizáu'l 17 d'ochobre de 1884, ésta resolviera que dende'l 1 de mayu de 1886 la duración llegal de la xornada de trabayu tendría de ser d'ocho hores, diéndose a la fuelga si nun se llograba esta reivindicación y encamentándose a toles uniones sindicales que trataren de faer lleis nesi sentíu nes sos xurisdicciones. Esti resolvimientu espertó l'interés de les organizaciones, que víen la posibilidá de llograr mayor cantidá de puestos de trabayu cola xornada d'ocho hores, amenorgando'l paru.
En 1868, el presidente Andrew Johnson promulgó la llamada "Llei Ingersoll", estableciendo la xornada d'ocho hores. Al poco tiempu, diecinueve estados sancionaron lleis con xornaes máximes d'ocho y diez hores, anque siempres con clauses que dexaben aumentar a ente 14 y 18 hores. Aun así, por cuenta de la falta de cumplimientu de la "Llei Ingersoll", les organizaciones llaboral y sindical d'EE.XX. movilizáronse. La prensa xeneralista d'Estaos Xuníos, reaccionaria y alliniándose coles tesis empresariales, calificaba'l movimientu como «indignante ya irrespetuosu», «deliriu d'allunaos pocu patriotes», y manifestó que yera «lo mesmo que pidir que se pague un salariu ensin cumplir nenguna hora de trabayu».
El 1 de mayu de 1886, 200 000 trabayadores empecipiaron la fuelga ente qu'otros 200 000 llograben esa conquista cola simple amenaza de paru.
En Chicago, onde les condiciones d'el trabayadores yeren muncho peor que n'otres ciudaes del país, les movilizaciones siguieron los díes 2 y 3 de mayu. La única fábrica que trabayaba yera la fábrica de maquinaria agrícola McCormik que taba en fuelga dende'l 16 de febreru porque queríen descontar a los obreros una cantidá de los sos salarios pa la construcción d'una ilesia. La producción calteníase a base de esquirolaes. El día 2, la policía eslleiera violentamente una manifestación de más de 50 000 persones y el día 3 celebrábase una concentración en frente de les sos puertes; cuando taba na tribuna l'anarquista August Spies, sonó la serena de salida d'una vez de rompehuelgas. Los concentraos llanzáronse sobre los "scabs" (mariellos) empezando una engarradiella campal. Una compañía de policías, ensin avisu dalgunu, dio en disparar a espetaperru sobre la xente produciendo 6 muertos y delles decenes de mancaos.
El periodista Adolf Fischer, redactor del "Arbeiter Zeitung", corrió al so periódicu onde redactó una proclama (que depués s'utilizaría como principal prueba acusatoria nel xuiciu que lu llevó a la forca) imprimiendo 25 000 octavielles. Proclamar dicía:
Proclamar terminaba convocando un actu de protesta p'a otru día, el cuatro, a los cuatro de la tarde, na plaza Haymarket. Consiguióse un permisu del alcalde Harrison pa faer un actu a les 19.30 nel parque Haymarket. Los fechos qu'ellí asocedieron son conocíos como la Revuelta de Haymarket.
Concentrar na plaza de Haymarket más de 20 000 persones que fueron reprimíes por 180 policías uniformados. Un artefactu esplosivu españó ente los policías produciendo un muertu y dellos mancaos. La policía abrió fueu contra l'ensame matando y mancando a un númberu desconocíu d'obreros.
Declaróse'l estáu de sitiu y el toque de queda deteniendo a mamplén de trabayadores que fueron cutíos y torturaos, acusaos del asesinatu del policía.
Estos fechos represivos fueron sofitaos por una campaña de prensa con cites como:
La Prensa reclamaba un xuiciu sumariu per parte de la Corte Suprema, responsabilizando a ocho anarquistes y a toles figures prominentes del movimientu obreru.
El 21 de xunu de 1886, empecipióse la causa contra 31 responsables, que depués quedaron en 8. Les irregularidaes nel xuiciu fueron munches, violándose toles normes procesales na so forma y fondu, tantu que aportó a calificáu de juicio farsa. Los xulgaos fueron declaraos culpables. Trés d'ellos fueron condergaos a prisión y cinco a muerte, que seríen executaos na forca. El detalle de les condenes ye'l siguiente:
Les condenes fueron executaes el 11 de payares de 1887. José Martí, que nesi tiempu taba trabayando como corresponsal en Chicago pal periódicu arxentín "La Nación" narrar asina; 
Los sucesos de Chicago amás costaron la vida de munchu trabayadores y dirixentes sindicales; nun esiste un númberu esactu, pero fueron miles los despidíos, deteníos, procesaos, mancaos de bala o torturaos. La mayoría yeren inmigrantes europeos: italianos, españoles, alemanes, irlandeses, rusos, polacos y d'otros países eslavos.
A finales de mayu de 1886 dellos sectores patronales aportaron a otorgar la xornada de 8 hores a dellos centenares de miles d'obreros. L'ésitu foi tal, que la Federación de Gremios y Uniones Entamaes espresó la so allegría con estes palabres: «Enxamás na hestoria d'esti país hubo un llevantamientu tan xeneral ente les mases industriales. El deséu d'un amenorgamientu de la xornada de trabayu impulsó a millones de trabayadores a afiliase a les organizaciones esistentes, cuando hasta agora permanecieren indiferentes al baturiciu sindical».
La consecución de la xornada de 8 hores marcó un puntu d'inflexón nel movimientu obreru mundial. El mesmu Federico Engels nel prefaciu de la edición alemana de 1890 de "El manifiestu comunista" diz: 
Tres los sucesos n'Estaos Xuníos, la Segunda Internacional dio un gran impulsu a los intentos por convertir el 1º de mayu nun día festivu, siempres reivindicando simultáneamente l'amenorgamientu a ocho hores de la xornada llaboral. En 1904, la II Internacional aconceyada en Ámsterdam pidió a «tolos partíos, sindicatos y organizaciones socialdemócrates lluchar energéticamente nel Primeru de Mayu pa llograr l'establecimientu llegal de la xornada de 8 hores y que se cumplieren les demandes del proletariáu pa consiguir la paz universal». Coles mesmes el congresu fixo «obligatoria a les organizaciones proletaries de tolos países dexar de trabayar el 1 de mayu, siempres que fuera posible y ensin perxuicios pa'l trabayadores». D'esta forma, en tol mundu les organizaciones trataron de faer del Primeru de Mayu un día festivu oficial n'honor a la clase obrera, lo cual llogróse pasu ente pasu na mayoría de países.
N'Europa mientres la segunda década del sieglu fuéronse asocediendo dellos finxos. El 23 d'abril de 1919, el senáu de Francia ratificó la xornada llaboral d'ocho hores y fixo que per primer vegada'l 1 de mayu de 1919 fuera un día non llaborable. Dos meses enantes en España, la célebre fuelga de La Canadiense, dirixida polos movimientos anarquistes en Barcelona, había consiguíu que s'aprobara en tol país el "Decretu de la xornada d'ocho hores de trabayu", faciendo d'España'l primer país d'Europa en promulgar esta reivindicación, magar años dempués, ente 1923 y 1930, el día del trabayu celebrar ensin manifestaciones, por cuenta de la privación d'esti derechu mientres la dictadura militar del xeneral Primu de Rivera, anque de 1931 a 1936, mientres la República, conmemorar nes principales ciudaes españoles. Un añu dempués, en 1920 y tres la revolución rusa, la Rusia soviética decidió qu'el 1 de mayu de convirtiera en fiesta nacional y día non llaborable.
Tres la Segunda Guerra Mundial y l'adopción del socialismu como sistema económicu en numberosos países d'Europa y Asia, y más tarde n'África y América, diose un nuevu impulsu al Día d'el Trabayadores, de la que nos países capitalistes d'Europa, la influencia de los partíos d'esquierdes crecía, y collos les celebraciones nesti día. Poro, el Primeru de Mayu convertir mientres la segunda metá del sieglu XX nun día de grandes celebraciones oficiales, manifestaciones populares y desfiles militares en países como la Unión Soviética —onde se fixeron célebres los grandes desfiles frente al Kremlin de Moscú y el mausoléu de Lenin, la República Democrática Alemana o China. En 1954, el papa Pío XII declaró'l 1 de mayu festividad de San José Obreru, na Plaza de San Pedro de Roma, añediendo un mensaxe católicu a esti día, y abriendo un nuevu conceutu de "obreros católicos", con reivindicaciones sociales y fe, siempres n'oposición a los métodos ya idees d'organizaciones comunistes, y socialista, principales organizadores de la celebración y contraries polo xeneral a la relixón. N'opinión del Vaticanu, enantes d'esta declaración, "esti día basar nel odiu, y odiu escontra la relixón". Pela contra, sobremanera n'Estaos Xuníos desanimáronse tantu dende les empreses como dende'l gobiernu les celebraciones del 1º de mayu, pa evitar una mayor influencia de los partíos y sindicatos d'esquierda nel país en plena Guerra Fría col bloque socialista. En Portugal por casu, el Día Internacional d'el Trabayadores empezar a celebrar llibremente tres el trunfu de la Revolución de los claveles el 25 d'abril de 1974 y n'España nun se celebró ente 1939 y 1977, mientres la dictadura de Francisco Franco.
Debíu al clima de reivindicación per un sitiu y la división del mundu por otru mientres la segunda metá del sieglu XX, les celebraciones del Día Internacional d'el Trabayadores derivaron en delles ocasiones en numberosos enfrentamientos, disturbios y masacres, que provocaron o fueron motivu de cambeos políticos con relevancia nacional ya internacional en dellos casos. 
Na actualidá, munchos países remembren el Primeru de Mayu como l'orixe del movimientu obreru modernu. Hai dalgunos que nun lo faen, siendo polo xeneral países de colonización británica, como los Estaos Xuníos d'América y Canadá, que celebren el "Llabor Day" (Día del Trabayu) el primer llunes de setiembre; Nueva Zelanda, el cuartu llunes d'ochobre. En Australia, cada estáu federal decide la fecha de celebración: el primer llunes d'ochobre nel Territoriu de la Capital Australiana, Nueva Gales del Sur y Australia Meridional; el segundu llunes de marzu, en Victoria y Tasmania; el primer llunes de marzu, en Australia Occidental; y el primeru de mayu en Queensland y el Territoriu del Norte. Por cuenta de que la festividá tien un calter oficial en munchos países, anguaño parte de la población sigue participando nes celebraciones y les sos reivindicaciones, ente qu'otra parte toma'l día de descansu p'actividaes d'ociu, etc.
Día Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín
El Día Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín celebrar nes Naciones Xuníes el 29 de payares pola importancia d'esta fecha pa los palestinos. El 29 de payares de 1947 aprobar na Organización de les Naciones Xuníes (ONU) un Estáu xudíu y un Estáu árabe.
El 2 d'avientu de 1977 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 32/40 pidió que se reparara añalmente'l 29 de payares como Día Internacional de Solidaridá col Pueblu Palestín.
Sistema de les Naciones Xuníes
Día Internacional del Home
El Día Internacional del Home (DIH) celébrase'l 19 de payares. Los sos oxetivos principales son encetar temes de salú masculina de toles edaes; resaltar el rol positivu y les contribuciones que los varones faen diariamente tantu a la so comunidá como a la sociedá; promover la igualdá de xéneru fomentando la non discriminación a los homes; y celebrar la masculinidad.
Foi establecíu en 1992 por Thomas Oaster, profesor de la Universidá de Missouri-Kansas y depués popularizáu mundialmente dende l'añu 1999. Anguaño celébrase n'Alemaña, Arxentina, Australia, Austria, Bolivia, Brasil, Canadá, Chile, China, Colombia, Costa Rica, Cuba, Dinamarca, Ecuador, Escocia, España, Estaos Xuníos, Xeorxa, Ghana, Guatemala, Guyana, Haití, Honduras, Hungría, India, Inglaterra, Irlanda, Islles Caimán, Italia, Xamaica, Malta, Moldavia, México, Nicaragua, Noruega, Nueva Zelanda, Países Baxos, Pakistán, Paraguay, Perú, Portugal, Rusia, Singapur, Suráfrica, Suecia, Uruguai y Vietnam.
Ingeborg Breines, direutora del Programa Muyeres y Cultura de Paz ("Women and Culture of Peace Programme") de Unesco, sofitó la iniciativa d'escoyer un día internacional pal varón, considerar "una escelente idea que va dar un pocu de balance ente xéneros" y amosóse interesada en cooperar. Tamién otros organismos dependientes de la ONU, como la Organización Panamericana de la Salú (OPS) tener en cuenta y entamen actividaes.
En payares de 2009, el Dr. Teelucksingh y otros miembros del Comité de Coordinación DIH formalmente ratificaron los principales oxetivos del Día Internacional del Home cola idea de protexer los sos valores centrales y ufiertar un puntu de referencia fiable pa los futuros celebrantes.
Los «6 pilastres» del Día Internacional del Home son:
Amás de los oxetivos xenerales enunciaos, la coordinación del eventu suxure añalmente temes y oxetivos sobre los cualos trabayar. N'años recién, estos fueron:
La celebración del Día Internacional del Home en payares enxareyar col 'Movember', un eventu mundial que se desenvuelve mientres el mes de payares, nel que los varones dexen crecer los sos bigotes. Esti eventu busca concenciar sobre tarrezas de salú de los varones (unu de los puntos centrales del DIH) como'l cáncer de próstata, de testículu y la depresión nel home, y pallo recalda fondos.
Día Mundial d'Información sobre'l Desenvolvimientu
El Día Mundial d'Información sobre'l Desenvolvimientu celébrase'l 24 d'ochobre.
El 24 d'ochobre de 1945 empezó a rexir la Carta de les Naciones Xuníes -esto ye, les sos bases y oxetivos-, roblada por representantes de 50 países (na actualidá, son alredor de 200). El so aniversariu tamién foi escoyíu pa celebrar el Día Mundial d'Información sobre'l Desenvolvimientu, pos la ONU considera que l'espardimientu ye fundamental pa empezar a solucionar los problemes que güei sufre'l mundu.
La Conferencia de Naciones Xuníes pal Comerciu y el Desenvolvimientu (n'inglés, "United Nations Conference on Trade and Development", UNCTAD), ye l'organismu permanente de l'Asamblea Xeneral de la Organización de les Naciones Xuníes, fundáu n'avientu de 1964.
El 19 d'avientu de 1972 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 3038 (XXVII) "decide instituyir un Día Mundial d'Información sobre'l Desenvolvimientu, que'l so oxetivu va consistir en señalar cada añu a l'atención de la opinión pública mundial los problemes del desenvolvimientu y la necesidá d'intensificar la cooperación internacional pa resolvelos; Decide amás que la fecha d'esa xornada coincida, en principiu, col Día de les Naciones Xuníes, 24 d'ochobre, que ye tamién la fecha en que s'aprobó en 1970 la Estratexa Internacional del Desenvolvimientu pal Segundu Deceniu de les Naciones Xuníes pal Desenvolvimientu".
Día Mundial de la Llucha contra'l Sida
El Día Internacional de l'Acción contra'l Sida conmemórase'l 1 d'avientu de cada añu, y dedícase a dar a conocer les meyores contra la pandemia de VIH/sida causada pola estensión de la infección del VIH. 
Conmemorar por primer vegada'l 1 d'avientu de 1988. Escoyóse la fecha del 1 d'avientu por cuestiones d'impactu mediáticu
De magar, el sida mató a más de 25 millones de persones en tol planeta, lo que la fai una de les epidemies más destructives rexistraes na Hestoria. A pesar de qu'esiste un mayor accesu y ameyoróse el tratamientu antirretroviral y el cuidu médicu en munches rexones del mundu, la epidemia de sida costó aprosimao 3,1 millones (ente 2,8 y 3,6 millones) de vides solo nel añu 2005, de les cualos 0,57 millones yeren neños.
Na Cume Mundial de Ministros de Salú de 1988, dientro de los programes pa la prevención del sida, declarar a 1988 como l'Añu de la Comunicación y la Cooperación sobre'l Sida». La Organización Mundial de la Salú (OMS) propunxo qu'el 1 d'avientu declarara Día Mundial del Sida. La propuesta tuvo'l sofitu de l'Asamblea Mundial de la Salú y de l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes. Dende entós siguieron la iniciativa gobiernos, organizaciones internacionales y caridaes de tol planeta.
Dende 1988 hasta 2004, ONUSIDA entamaba'l Día Internacional de la Llucha contra'l Sida. Escoyía una tema pa cada añu, dempués de consultalo con otres organizaciones. En 2005 la ONUSIDA apurrió la responsabilidá de la conmemoración d'esti día a la organización independiente WAC (World Aids Campaign: Campaña Mundial escontra'l Sida). Pal 2005 escoyeron como tema de la so campaña: «Paren al sida: cumplan la promesa» "(Stop Aids: Keep the Promise)", que taría vixente hasta'l 2010. Esta tema non solo ye específicu pal Día Mundial de Llucha contra'l Sida, sinón tamién pa los llabores de la WAC mientres tol añu.
Aumentar la conciencia pública na prevención y tratamientu del sida. Tamién como amuesa de solidaridá y sofitu por esta enfermedá y a les persones con VIH.
En 2011 ONUSIDA decidió camudar el nome Día Internacional de la Llucha contra'l Sida pol de Día Internacional de l'Acción contra'l Sida, por considerar que la palabra «llucha» tien una connotación belicista.
Día Mundial de la Poesía
El Día Mundial de la Poesía ye tributu a la palabra poética propuestu nel añu 2001 pola Unesco, celébrase cada 21 de marzu (equinocciu de primavera) col propósitu de consagrar la palabra esencial y la reflexón sobre'l nuesu tiempu. Esti eventu que fortalez la cultura nel nuesu planeta realizar n'importantes capitales del mundu como París, Ámsterdam, Berlín y Bogotá. En Europa ye llamáu Primavera de los Poetes y en Colombia la Común Presencia de los Poetes, por ser instituyíu pola Fundación que lleva'l mesmu nome, que trabaya dende va dos décades na promoción del universu poéticu en Hispanoamérica. 
Con numberosos eventos y llectures múltiples realícense actos en diverses llatitúes del planeta pa celebrar tan importante eventu por esti xéneru de la lliteratura, por esa estrema forma de percepción de la vida. La UNESCO llanzó al mundu'l siguiente comunicáu pa responder por la conmemoración del día mundial de la poesía al instituyir esi legáu pal mundu: 
La importante celebración en Bogotá ye una de les más allegaes del mundu y cuenta con llectures de más de 20 poetes de reconocencia internacional y cola asistencia de cuatro centenares de persones que realicen un brinde pola poesía. En llugares emblemáticos de les más importantes ciudaes del mundu efectúense maratones poétiques celebratorias. En París (Vaca Azul y otros recintos), Berlín (Puerta de Brandeburgu), Bogotá (Ximnasiu Modernu), La Plata (Pasaxe Dardu Rocha), Bilbao (Café Boulevard de Bilbao), Ámsterdam, México, D. F., y L'Habana, onde los poetes axunten el 21 de marzu en parques y grandes auditorios pa dar a conocer la so voz fondo y visionario inspiraos na espera d'un mundu meyor pa toos, en Venezuela diversos grupos celebren esti día nun eventu que se llamó como Atentáu Poéticu Venezuela, nel cual distintes persones salen a les cais de les principales ciudaes del país a regalar la mayor cantidá de poemes posibles y realizar recitales bonales.
El 15 de payares de 1999 la Conferencia Xeneral de la Unesco proclama'l 21 de marzu Día Mundial de la Poesía.
Día Mundial del Asma
El Día mundial del asma celébrase'l primera martes de mayu.
Celebrar so los auspicios de la Organización Mundial de la Salú, la GINA (Iniciativa Mundial Contra'l Asma). Nel mundu hai más de 150 millones d'afectaos.
La verdá non se nada d'esta tema :3
La tema nun camudó dende 2007, pa motivar a toles persones que sufren esta enfermedá y les sos families que pueden tomar el control de la enfermedá. 
Día Mundial del Diseñu
El Día Mundial del Diseñu celébrase'l 27 d'abril por iniciativa del Conseyu Internacional d'Asociaciones de Diseñu Gráficu (Icograda) y la Organización de Naciones Xuníes. Esta asociación foi fundada nel añu 1963 na ciudá de Londres (Reinu Xuníu) iniciatives.
Según el máximu ente del Diseñu Industrial del mundu (ICSID), el Diseñu Industrial, tien el so propiu día, el 29 de xunu http://www.icsid.org/events/events/calendar535.htm
N'Arxentina, el 24 d'ochobre de 1966, na Universidá Nacional de Que'l so (Mendoza) una alumna de la carrera de Diseñu Industrial (títulu que tomaba Gráfica y Productos), Haydée Strittmatter, rindía una materia y yera el primer alumnu qu'aprobaba por completu tol 4º añu. Y por tal, en función de establecer por plan d'estudiu d'esa dómina, llograba un títulu entemediu de carrera, el de Diseñador. Y recién el 23 d'agostu de 1968, recibir los primeres egresados col títulu de grau de Diseñador Industrial, les señorites Martha Passera y Raquel Perales, n'Universidá Nacional de Que'l so.
En 1975, el direutores de les carreres de Diseñu, de Mendoza y de la ciudá De La Plata, Profesor Mario Delhez y el Diseñador Industrial Ricardo Denegri respectivamente, alcordaron institucionalizar el día 24 d'ochobre, como'l Día del Diseñador, na Arxentina. Recordemos que por esa dómina, éstes yeren los dos úniques instituciones qu'impartíen la enseñanza del Diseñu n'Arxentina. 
Día de Dibuxar a Mahoma
El Día de Dibuxar a Mahoma (orixinalmente en inglés: Everybody Draw Mohammed Day: ‘día de tol mundu dibuxa a Mahoma’) ye una protesta contra los islamistes radicales qu'amenacien con asesinar a los que traten de representar a Mahoma, principal profeta del islam. Nun principiu empezó como una protesta contra la censura del capítulu 201 del programa animáu televisivu "South Park" (de Comedy Central) en respuesta a amenaces de muerte de radicales islamistes. Empezó con un dibuxu publicáu n'Internet el 20 d'abril de 2010, qu'incluyía un pidimientu por que tou'l mundu creara un dibuxu que representara a Mahoma, el 20 de mayu de 2010, como una protesta contra los esfuerzos pa llindar la llibertá d'espresión.
Molly Norris ―dibuxante de cómics de Seattle (estáu de Washington, nel noroeste de EE. UU.)― creó'l dibuxu como protesta ante les amenaces de muerte qu'apaecieron n'Internet contra los caricaturistes Trey Parker y Matt Stone por representar a Mahoma nun episodiu de "South Park". Les imaxes de Mahoma tán explícitamente prohibíes por unos "hadith" (testos islámicos), anque non por el mesmu "Corán".
Publicaciones nel foru RevolutionMuslim.com amenaciaben con que Parker y Stone podríen acabar como'l Theo van Gogh (1957-2004, sobrín bisnietu de Van Gogh), un cineasta neerlandés que foi brutalmente asesináu y tullíu por un estremista musulmán. Los responsables del sitio web negaron a posteriori que dichos mensaxes constituyeren amenaces contra los dibuxantes, anque llargamente percibióse como tal.
Norris afirmó que si millones de persones fixeren dibuxos de Mahoma, los terroristes islamistes nun seríen capaces d'asesinalos a toos, y les amenaces de faelo seríen pocu realistes. Nuna selmana, la idea Norris» aportó a bien popular na rede social Facebook, sofitada por numberosos blogueros, y xeneró una cobertoria nos sitios web blog de los principales periódicos d'Estaos Xuníos. A midida que el discutiniu aumentaba, Norris y l'home que creó la primer páxina de Facebook pa promocionar l'eventu del 20 de mayu desvenceyar d'ella. Sicasí, la planificación de la protesta siguió con otros individuos pola causa».
Norris dibuxó'l primer llamamientu (una caricatura de tipo pancarta) el 20 d'abril de 2010, cola que declaró'l 20 de mayu de 2010, como'l Día de Dibuxar a Mahoma. El cartelu amosaba delles caricatures d'oxetos antropomórficos, como una taza de café, una cereza y una caxa de pasta, quien dicen ser la imaxe de Mahoma. Norris usa la ortografía alternativa «Mohammed» nel so cartelu.
Na parte cimera de la ilustración, escribió:
El cartelu incluyía una referencia a que taba patrocináu por una organización llamada CACAH (Citizens Against Citizens Against Humor: ‘Ciudadanos contra los Ciudadanos que tán Contra l'Humor’), Norris confirmó más tarde que la organización CÁCAH nun esistía.
Norris dedicó la caricatura a'l ceadores de South Park, Matt Stone y Trey Parker.
Los episodios 200 y 201 de South Park, emitíos a empiezos de abril de 2010, amosaben a un personaxe amarutáu d'osu, al cual otros personaxes de la serie d'animación llamaben Mahoma.
Norris pasó'l póster-caricatura a bloggers de Seattle
Unvió una copia a Dan Savage, que la publicar nel so blogue'l 22 d'abril. El 23 d'abril Norris dixo nuna entrevista que realizó nuna radio de Seattle: «Como dibuxante sentí con tanta intensidá lo que pasara que quixi compensar el mensaxe que Comedy Central unvió al sentise amenazada [...] Nun ser politícamente correctu ye intrínsecu al trabayu d'un dibuxante de viñetes».
Na so páxina web, Norris comentó que la so idea nun yera atacar al islam, sinón sofitar la llibertá d'espresión de cada unu.
El 25 d'abril, Norris escribió na so páxina web personal que la respuesta popular a la so idea -y sosprendiera y conmocionara: «Nun esperaba que la mio viñeta convertir nun fenómenu viral. Nunca intenté ser el focu de nengún grupu”. Toi so la primer enmienda cuando dibuxo lo que quiero. Esti dibuxu en particular d'un cartelu paez que tocó un nerviu xigantescu, daqué para lo cual nun taba preparada. Voi volver a la mesa de dibuxu agora mesmu».
El 26 d'abril escribió na so páxina web: "«I am NOT involved in “Everybody Draw Mohammd ["sic" ] Day! I made a cartoon that went viral and I am not going with it. Many other folks have used my cartoon to start sites, etc. Please go to them as I am a private person who draws stuff».
Tamién pidió a Savage que reemplazara la ilustración orixinal con otra qu'ella dibuxara darréu, pero Savage negar a ello. Cuando-y preguntar por qué la publicara primeramente ella respondió: «Porque soi una fata».
El cambéu d'allugamientu de Norris foi recibíu con reacciones variaes polos comentaristes. Kathleen Parker, una columnista d'opinión del "The Washington Post" escribió: «La viñeta de Norris yera una idea elegante, pero ella tendría de ser relevada de tanta responsabilidá sobre ella».
Alex Spillius nun artículu nel "The Daily Telegraph" comentó: «Naide tien de culpar a Norris de quitar del entuertu, esti tipu de casos provoquen incertidumes malicioses persistentes. Cualquier amenaza puede sumir rápido o perdurar nel tiempu, al estilu Rushdie mientres décades. La disputa sobre les viñetes del diariu danés Jyllands-Posten qu'amosaben a Mahoma perduró mientres meses enantes de derivar a protestes bien violentes».
Un especialista en tecnoloxíes de la información de Toronto (Canadá) llamáu Mimi ayudó a liderar el movimientu de protesta arriendes de los despidos de Norris y Wellington.
Mimi cuntó a AOL News que'l movimientu de protesta tien de ser consideráu como «prolibertad d'espresión, non contra'l musulmanes». Ella añedió amás: «Si [el musulmanes] siéntense ofendíos, tienen el derechu de sentise ofendíos, igual que los cristianos».
Con al respective de la conformidá colos principios de llibertá d'espresión, Mimi ta dexando una amplia gama de representaciones de Mahoma, «sacante para aquellos afalar a la violencia o de naturaleza pornográfica». «La sociedá fai tou lo que piden el musulmanes por mieu a la violencia o por ultracorreción política. Pero si quies vivir nuna sociedá occidental y usar el sistema por que protexa los tos derechos, tienes que dexar a otros tener los suyos tamién», dixo Mimi.
Según "Pastie Magacín" el 30 d'abril de 2010 la "pequeña protesta" de Norris creciera hasta algamar 32 eventos en Facebook con un total de más de 11.000 persones qu'entamaben participar."
Ron Nurwisah del "National Post" señaló que «La retirada de Norris puede llegar un pocu tarde, pos l'eventu paez tomar vida mesma» y FOX 9 tamién reseñó que «pue ser qu'empezara daqué que sía incapaz de parar por ella mesma. Otros fixeron so la causa del Día de Dibuxar a Mahoma».
Tim Edwards, de "The First Post" comentó: «Paez ser que yá nada puede detener qu'el 20 de mayu de 2010 convertir nel primer Día de Dibuxar a Mahoma; inclusive si, nun cambéu irónicu, los sos ceadores y partidarios más sólidos asustáronse agora [por amenaces de muerte]».
La idea de la protesta del 20 de mayu recibió'l sofitu de Kathleen Parker, una columnista d'opinión del "The Washington Post": «Los estaunidenses amen la so llibertá d'espresión, y yá tuvieron abonda d'aquellos que piensen que pueden dictar les llendes d'esti derechu fundamental. [...] Dibuxái a pesar de cualquier corazón descontentu. Este ye un país llibre. Dica agora». La idea tamién recibió'l sofitu de bloggers y sitio web importantes, como Michael C. Moynihan del blogue «Hit & Run» (‘pega y cuerre’) de la revista "Reason", qu'animó a los sos llectores a mandar los sos dibuxos.
Moynihan comentó qu'entamaba escoyer dalguna de les ilustraciones del movimientu de protesta, pa depués añedir como favorites a la páxina web de Reason.com
Moynihan comentó: «Nel episodiu de South Park qu'empezó con tou esto, Buda métese rayes de coca y hai un episodiu onde Cartman crea una banda de rock cristianu que canta temes bien homoeróticos. A pesar d'esto hai una figura relixosa de la que nun nos podemos moflar. El puntu del episodiu que creó'l discutiniu ye qu'hai celebridaes que quieren que'l poder de Mahoma nun sía fechu risión. ¿Dende cuando a los non musulmanes nun se-yos dexa faer chistes?»
Janet Albrechtsen escribió en "The Australian", «Como viñeta, yera medianamente entretenida. Como campaña, ye burda y gratuitamente ofensiva».
El movimientu de protesta y los incidentes qu'arrodiaron la censura de los episodios de South Park fueron oxetu d'alderique nel programa de la NPR "Talk of the Nation", nel cual les comentaristes, ente los que s'atopaba Ross Douthat, analizaron el fenómenu de la retirada de Norris de la campaña de viñetes.
Imaxes y vídeos de Dominiu Públicu del "Día de tol mundu dibuxa a Mahoma", xubíos por usuarios de Flickr:
Día de la Cobertoria Universal de Salú
La Organización Panamericana de la Salú/Organización Mundial de la Salú (OPS/OMS) sumar a una coalición de más de 500 organizaciones de más d'un centenar de países pa celebrar el Día de la Cobertoria Universal de Salú el 12 d'avientu.
Día de la Llingua China nes Naciones Xuníes
El Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes aprobó la decisión de celebrar el 20 d'abril Día de la Llingua China nes Naciones Xuníes.
El 19 de febreru de 2010 el Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes nel documentu OBV/853-PI-1926 aprobó la decisión de celebrar el 20 d'abril Día de la Llingua China nes Naciones Xuníes.
Día de la Llingua Francesa nes Naciones Xuníes
El 20 de marzu la Organización de les Naciones Xuníes celebra'l Día de la Llingua Francesa nes Naciones Xuníes.
El 19 de febreru de 2010 el Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes nel documentu OBV/853-PI-1926 aprobó la decisión de celebrar el 20 de marzu Día de la Llingua Francesa nes Naciones Xuníes.
La fecha escoyida conmemora la fundación de la Organización Internacional de la Francofonía, organismu qu'axunta a distintos países de fala francesa, en 1970.
Día de la Llingua Inglesa nes Naciones Xuníes
El Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes decidió aprobar celebrar el 23 d'abril el Día de la Llingua Inglesa nes Naciones Xuníes.
El 19 de febreru de 2010 el Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes nel documentu OBV/853-PI-1926 aprobó la decisión de celebrar el 23 d'abril Día de la Llingua Inglesa nes Naciones Xuníes.
Día de la Llingua Rusa nes Naciones Xuníes
El Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes aprobó la decisión de celebrar el 6 de xunu Día de la Llingua Rusa nes Naciones Xuníes.
El 19 de febreru de 2010 el Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes nel documentu OBV/853-PI-1926 aprobó la decisión de celebrar el 6 de xunu el Día de la Llingua Rusa nes Naciones Xuníes según nacencia de Alexandr Pushkin.
Día de les Naciones Xuníes pa l'Alministración Pública
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 23 de xunu Día de l'Alministración Pública de les Naciones Xuníes.
El 20 d'avientu de 2002, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 57/277 "decide designar el 23 de xunu Día de l'Alministración Pública de les Naciones Xuníes y afala a los Estaos Miembros a entamar nesa fecha actos especiales pa poner de relieve la contribución de l'alministración pública al procesu de desenvolvimientu".
Día de los 6000 millones
El Fondu de Población de les Naciones Xuníes nomó'l 12 d'ochobre de 1999 el día averáu en que la población mundial algamó 6000 millones tres la nacencia de Adnan Nevic, el primer fíu de Fatima Helac y Jasminko Nević en Sarajevo, Bosnia. Foi designáu oficialmente'l Día de los 6000 millones.
Los demógrafos nun acepten universalmente qu'esta fecha sía esacta. Ello ye que realizóse una investigación posterior qu'axusta'l día de los 6000 millones más cerca del 18 ó 19 de xunu de 1999. Tamién, esta fonte calculó que'l día averáu cuando la población algamara 7000 millones sería a les 16:26:56 del 29 de payares de 2012, lo que finalmente foi un erru de más d'un añu, yá que se llogró esta cifra'l 30 d'ochobre de 2011.
Adnan Nević (nacíu en Sarajevo, Bosnia, el 12 d'ochobre de 1999) foi escoyíu poles Naciones Xuníes como la persona simbólica simultáneamente viva na Tierra. Ye'l primer fíu de los musulmanes Fatima Helac y el so home Jasminko Nević. El neñu nació pesando unos 3,5 kg nel hospital Koševo na capital de Bosnia y Herzegovina. Fuera declaráu pol Fondu de Población de les Naciones Xuníes y dio-y la bienvenida'l secretariu xeneral de Naciones Xuníes, Kofi Annan, como'l neñu 6000 millonésimu. Nació nel día nomáu dos minutos dempués de la medianueche.
Día de los Padres
En Corea celébrase'l 8 de mayu y ye costume regalar claveles. Primeramente celebrábase namá'l Día de la Madre, pero darréu camudóse pa celebrar a dambos padres.
Nos Estaos Xuníos celébrase'l cuartu domingu de xunetu. El Día del Padre celebra'l tercer domingu de xunu y el Día de la Madre celebra'l segundu domingu de mayu. 
En Vietnam celébrase'l 7 de xunetu.
Día del Alministrador de Sistemes Informáticos
La festividá foi instaurada por un alministrador de sistemes moteyáu la bella durmiente (AS). Consiguió la inspiración nun anunciu de Hewlett-Packard nuna revista, nel que los compañeros de trabayu d'un alministrador regaláben-y flores y una cesta de frutes por instala-yos el so imprentadores nueves y una almada pa folgar nos ratos llibres.
Celébrase l'últimu vienres de xunetu dende l'añu 2000:
27 de xunetu *2013:
26 de xunetu *2014:
25 de xunetu *2015:
31 de xunetu *2016:
29 de xunetu *2017:
N'Arxentina un grupu d'alministradores de sistemes col nome de SysArmy entama dende 2009 un eventu pa la celebración d'esti día al qu'alleguen gran cantidá de persones rellacionaes al mundu de les tecnoloxíes de la información y la comunicación de too Llatinoamérica.
Día del Paludismu nes Amériques
La Conferencia Sanitaria Panamericana resuelve encamentar a los Estaos Miembros a qu'establezan el 6 de payares como la fecha pa conmemorar añalmente'l Día del Paludismu nes Américas.
El 4 d'ochobre de 2007 la 27.ª Conferencia Sanitaria Panamericana na Resolvimientu CSP27.R11 resuelve encamentar a los Estaos Miembros a qu'establezan el 6 de payares como la fecha pa conmemorar añalmente'l Día del Paludismu nes Américas.
Información rellacionada
Día del trabayador rural
El Día del Trabayador Rural celébrase'l 30 d'abril de cada añu en Uruguái a partir de la creación de por Llei Nº 19.000. 
Na Llei Nº 19.000 el Senáu y la Cámara de Representantes de la República Oriental del Uruguái, axuntaos n'Asamblea Xeneral decreten:
Artículu 1º.- Declárase'l 30 d'abril de cada añu "Día del Trabayador Rural", como feriáu non llaborable pagu pa'l trabayadores que desempeñen esa actividá.
Artículu 2º.- El Poder Executivu va entamar y va promocionar, mientres esi día, les actividaes y midíes necesaries destinaes a espublizar la importancia del llabor del trabayador rural nel nuesu país.
Esto asocedió na sala de sesiones de la Cámara de Senadores, en Montevideo el 6 de payares de 2012 siendo Alberto Couriel el presidente y Hugo Rodríguez Filippini el Secretariu. 
En 2014 nel recintu de la rural del Prado de Montevidéu, Uruguái, celébrase l'actu en conmemoración del 2° aniversariu del Día del Trabayador Rural, oportunidá na cual se nuclean unos noventa mil trabayadores del campu y asalariaos rurales celebrando'l so día. Esti sector llaboral arrexunta a alredor de 90 mil persones.
Esti día, establecíu por llei como feriáu non llaborable, conmemorar en víspores del Día Internacional d'el Trabayadores, el primeru de mayu.
Esta xornada busca crear un espaciu d'alcuentru ente'l campu y la ciudá, según el organizadores, la Unión Nacional de Trabayadores Rurales y Allegaos (Unatra) y la central sindical PIT-CNT.
Ellí van faer conocer les condiciones llaborales y de vida d'el trabayadores rurales, les conquistes, reivindicaciones, lluches y derechos.
El primeru de mayu, el trabayadores rurales van incorporar a los actos convocaos pola PIT-CNT.
El presidente José Mujica, considera que la participación d'el trabayadores rurales constitúi "unu de los fechos más importantes d'esti primeru de mayu".
Transitando los gobiernos del Frente Ampliu, el trabayadores rurales dempués de 100 años, consiguieron el réxime de los ocho hores.
Día del Árbol
El Día del Árbol o Fiesta del Árbol ye un recordatoriu de la importancia de protexer les superficies arbolaes. Los árboles, ente otros munchos beneficios, tresformen el dióxidu de carbonu, responsable del efectu invernaderu, en biomasa, embriven los riesgos de hinchente, eviten la erosión...
Celebrar en distintes feches, según el país escueye un día que sía aparente por que los árboles enraigonen, según les sos condiciones naturales.
La primer vegada que se celebró la fiesta del árbol nel mundu foi nel añu 1805 na pequeña localidá estremeña de Villanueva de la Sierra (Cáceres), una iniciativa promovida pol párrocu del llugar col sofitu entusiasta de tola población.
El 30 d'abril de 1899 celebrar nel Parque de Barcelona la primera "Fiesta del Árbol" entamada pola "Sociedá Amigos de la Fiesta del Árbol" "(Societat Amics de la Festa de l'Arbre)", fundada pol inxenieru de montes Rafael Puig i Valls, precursor de la defensa del mediu natural en Calatuña. Esta sociedá creó una publicación, "Crónica de la Fiesta del Árbol", que recoyía les cróniques de toles fiestes del árbol que se celebraben mientres l'añu. La primer publicación del añu 1900 yá recueye la referencia d'una ventena de conceyos Catalanes que celebraron la fiesta.
Con esta celebración quería espublizase la importancia de los árboles como reguladores del ciclu de l'agua, protectores contra la erosión, y moduladores del paisaxe. A la fiesta asistieron 1500 neños y neñes, y llantáronse 400 pinos. El discursu de Rafael Puig incidió na necesidá de fomentar la riqueza forestal. Tamién intervieno l'alcalde Dr Robert qu'allabó'l calter d'utilidá y rexeneración representáu nesa fiesta.
El 5 de xineru de 1915 instaurar en tol territoriu Español la "Fiesta del Árbol", per aciu Real Orde del Ministeriu de la Gobernación, y una Real Orde del Ministeriu de Fomentu, obligando a cada conceyu a afitar el día de celebración per aciu sesión ordinaria del plenu municipal.
El "Día Internacional de los Montes", el "Día Mundial del Árbol" y tamién llamáu enantes el "Día Forestal Mundial" foi primeramente un encamientu del Congresu Forestal Mundial que se celebró en Roma en 1969. Esti encamientu foi aceptada pola Organización de Naciones Xuníes pa l'Agricultura y l'Alimentación (FAO) en 1971. El día escoyíu foi'l 21 de marzu que coincide cola entrada de la primavera nel Hemisferiu Boreal y cola del seronda nel Austral.
Cada país celebra'l día del árbol según les sos condiciones naturales, cuando terminen los fríos o nel Caribe, qu'apenes hai diferencies de temperatura ente'l branu y l'iviernu, escuéyese l'entamu del branu porque yá empezó la temporada d'agües y eso facilita qu'enraigonen los árboles recién plantaos.
Día n'alcordanza de los que morrieron n'Arxel
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes designó'l 11 d'avientu el Día n'alcordanza de los que morrieron n'Arxel.
Día Européu de Conmemoración de les Víctimes del Estalinismu y el Nazismu
El Día Européu de Conmemoración de les Víctimes del Estalinismu y el Nazismu, tamién conocíu como la Día Internacional 
del Llistón Negru"', que se celebra'l 23 d'agostu de cada añu, foi designáu pol Parlamentu Européu ente 2008 y 2009 como "Día européu conmemorativo de les víctimes de tolos réximes totalitarios y autoritarios, por que sían recordaes con dignidá ya imparcialidá", el cual reparóse añalmente pola Unión Europea 
dende l'añu 2009. Col nome de Día del Llistón Negru, el 23 d'agostu tamién foi adoptáu por Canadá como'l día nacional en memoria de les víctimes del comunismu y el nazismu. 
El 23 d'agostu conmemora'l día en qu'el Pactu Mólotov-Ribbentrop foi robláu, cuando la Alemaña Nazi y la Unión Soviética estrémense Polonia ente elles, fechu descritu pol Presidente del Parlamentu Européu, Jerzy Buzek en 2010 como "la colusión de los dos peores formes de totalitarismu na hestoria de la humanidá". L'oxetivu d'esti día d'alcordanza ye caltener la memoria de les víctimes de deportaciones y esterminios en masa, y coles mesmes, enraigonar la democracia con más firmeza y reforzar la paz y l'estabilidá n'Europa. La propuesta del 23 d'agostu como día internacional n'alcordanza de les víctimes del totalitarismu foi propuestu pola Declaración de Praga sobre Concencia Europea y Comunismu, roblada'l 3 de xunu de 2008, por Václav Havel y otros políticos européu y activista de derechos humanos. 
El día de conmemoración aniciar nes manifestaciones del "Día del Llistón Negru" contra la Unión Soviética qu'un 23 d'agostu de 1986 celebrar en 21 ciudaes occidentales como Nueva York, Ottawa, Londres, Estocolmo, Seattle, Los Angeles, Perth, y Washington DC., pa llamar l'atención sobre los crímenes y violaciones de los derechos humanos sol comunismu y pa conmemorar a les víctimes de la Ocupación de les Repúbliques Báltiques. Estes protestes llegaron hasta los países bálticos dende 1987, rematando cola Cadena Báltica de 1989 nel contestu de les Revoluciones de 1989 contra'l comunismu. Los manifestantes llevaben veles y les antigües banderes nacionales báltiques decoraes con cintes negres en memoria de les víctimes del terror soviético.
Día Interamericano de l'Agua
El Día Interamericano de l'Agua celebrar por primer vegada nel añu 1993 y sigue conmemorándose'l primer sábadu de ochobre de cada añu. 
En 1992 la Organización Panamericana de la Salú (OPS), l'Asociación Interamericana d'Inxeniería Sanitaria (AIDIS) y l'Asociación Caribeña d'Agua y Agües Residuales (CWWA) suscribieron la declaración del Día Interamericano de l'Agua.
Día Internacional de l'Alfabetización
La Unesco proclamó'l 8 de setiembre Día Internacional de l'Alfabetización.
En 1965, la Organización de les Naciones Xuníes pa la Educación, la Ciencia y la Cultura (embrivíu internacionalmente como Unesco) proclamó'l 8 de setiembre Día Internacional de l'Alfabetización.
Videos
Páxines
Prensa de la UNESCO
GALERÍA DE SEMEYES
Día Internacional de l'Audición
La Organización Mundial de la Salú afitó'l 3 de marzu, Día Internacional de l'Audición.
En 2007 la Organización Mundial de la Salú afitó'l 3 de marzu Día Internacional de l'Audición.
Día Internacional de la Beneficencia
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 5 de setiembre Día Internacional de la Beneficencia.
El 12 d'avientu de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/105 decide designar el 5 de setiembre Día Internacional de la Beneficencia.
Día Internacional de la Bisexualidá
El Día Internacional de la Bisexualidá celébrase añalmente'l 23 de setiembre por miembros de la comunidá bisexual y polo xeneral pol colectivu LGBT, anque ye una celebración bien pocu conocida.
Esti día ye una llamada a la reivindicación per parte de toles persones pa reconocer y celebrar la bisexualidá, la hestoria bisexual, la comunidá y la cultura bisexual y a les persones bisexuales na so vides.
Foi celebráu per primer vegada en 1999 cuando trés activistes de derechos bisexuales d'Estaos Xuníos - Wendy Curry de Maine, Michael Page de Florida, y Gigi Raven Wilbur de Texas empezar. Esti postreru dixo:
Esta celebración de la bisexualidásobremanera, a diferencia de los eventos LGBT polo xeneral, foi concebida como una respuesta a los prexuicios y la marxinación de les persones bisexuales por delles comunidaes heterosexuales o inclusive la mesma LGBT.
Nel so primer añu, llevar a cabu una celebración na Asociación Internacional de Gais y Lesbianes, que tuvo llugar mientres la selmana del 23. Magar nun principiu la fiesta tenía fuerte presencia bisexual, agora son más los testigos d'estos eventos con alderiques, cenes y bailles en Toronto y una gran mazcarada en Queensland, Australia. Na Universidá de Texas hai una selmana d'alderiques y meses redondes presentaes onde se formulen entrugues y respuestes. Tamién se celebró en Alemaña, Xapón, Nueva Zelanda, Suecia y el Reinu Xuníu.
Día Internacional de la Danza
El Día Internacional de la Danza foi establecíu pola Unesco en 1982, atendiendo a una iniciativa del Comité Internacional de Danza, perteneciente al Institutu Internacional de Teatru (ITI/UNESCO). Pa celebrar la danza, escoyóse'l 29 d'abril, por ser el natalicio de Jean-Georges Noverre, innovador y estudiosu d'esti arte, maestru y ceador del ballet modernu.
Cada añu dende 1982 celébrase'l Día Internacional de la Danza'l 29 d'abril, como una forma d'atraer l'atención sobre l'arte de la danza. Tamién se busca axuntar a toos aquellos qu'escoyeron la danza como mediu d'espresión por que, trespasando les barreres culturales, polítiques y étniques, celebren la danza y la so diversidá.
Esi día les compañíes y escueles de danza, organizaciones y particulares, lleven a cabo actividad empobinaes a una audiencia fora del so ámbitu habitual. Ye un día de fiesta que celebren tolos países del mundu con espectáculos especialmente dedicaos a la danza al traviés de: clases abiertes, ensayos al campu, conferencies, esposiciones, publicaciones en diarios y revistes, bailles populares, programes en radiu y TV, espectáculos caleyeros, ente otros.
Día Internacional de la Democracia
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decidió reparar el 15 de setiembre como Día Internacional de la Democracia y el Ciudadanu.
El 8 de payares de 2007, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 62/7 decidió reparar el 15 de setiembre Día Internacional de la Democracia. y el Ciudadanu
Día Internacional de la Diversidá Biolóxica
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 22 de mayu Día Internacional de la Diversidá Biolóxica.
El 20 d'avientu de 2000, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 55/201 decide proclamar el 22 de mayu, fecha de l'aprobación del testu del Conveniu, Día Internacional de la Diversidá Biolóxica en delantre. "Col propósitu d'informar y concenciar a la población y a los Estaos sobre les cuestiones relatives a la biodiversidá. La fecha escoyóse por que coincidiera col aniversariu de l'aprobación del Conveniu sobre la Diversidá Biolóxica en 1992".
Non cabo dulda, qu'esti a lo menos ye un pasu, significativu pol fechu de da-y un valor simbólicu a la diversidá, biolóxica. Pero lo realmente importante ye que creemos una política, qu'arreye a tola sociedá pa utilizar enerxíes anovables. Con idees innovadores, qu'ayuden non solo a educar sobre'l dañu causáu, sinón a reparalo. 
Información y material promocional
Les celebraciones y congresos rellacionaos
Día Internacional de la Eliminación de la Discriminación Racial
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 21 de marzu Día Internacional de la Eliminación de la Discriminación Racial. Esti día recuerda la Matanza de Sharpeville asocedida en 1960 contra manifestantes que protestaben pola aplicación del Apartheid a manos de la policía sudafricana.
El 26 d'ochobre de 1966 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 2142(XXI) proclamó'l 21 de marzu Día Internacional de la Eliminación de la Discriminación Racial.
Notes informatives
Conferencies y xuntes
Otres celebraciones
Día Internacional de la Enfermería
El Día Internacional de la Enfermería o Día Internacional del Enfermeru ye una xornada conmemorativa de les contribuciones de los enfermerus a la sociedá, promovida pol Conseyu Internacional d'Enfermería, que se celebra en tol mundu cada 12 de mayu, conmemorando la nacencia de Florence Nightingale, considerada "fundadora" de la enfermería moderna.
El Conseyu Internacional d'Enfermería (ICN) celebró esti día dende 1965. En 1953 Dorothy Sutherland, una funcionaria del departamentu estaunidense de salú, educación y bienestar, propunxo al entós presidente Dwight D. Eisenhower proclamar un "Día de la Enfermería" pero nun lu aprobó. 
En xineru de 1974, tomóse la decisión de celebrar esi día'l 12 de mayu al ser este l'aniversariu de la nacencia de Florence Nightingale, considerada la ceadora de la enfermería moderna. Cada añu, el ICN prepara y distribúi el kit del Día Internacional de la Enfermería. El kit contién material d'información pública y educacional, pal so usu por enfermeros de cualquier llugar. 
Como Florence Nightingale nun ta vista como un exemplu de conducta decorosa en delles partes del mundu, tresmitiéronse pidimientos al UNISON, pa treslladar esti día a otra fecha. Suxurióse treslladalo al 21 de mayu, la fecha de nacencia de Elizabeth Fry (1780–1845). Elizabeth Fry fundó la institución d'hermanes enfermeres y ye tamién conocida pol so trabayu con prisioneros.
Dende 1998, el 8 de mayu foi declaráu como'l Día de los Estudiantes d'Enfermería, col enfotu de celebralo añalmente. Magar, como en 2003, el Día de los Estudiantes d'Enfermería celebrar en miércoles, y dientro de la selmana del 12 de mayu, dende aquella celebra la selmana de la enfermería (6–12 de mayu) cada añu.
Estos son les temes del Día Internacional d'Enfermería dende 1988:
Cada añu'l 12 de mayu, celébrase'l día na Abadía de Westminster en Londres. Mientres esti día, una llámpara simbólica ye llevada dende la Capiya d'Enfermería na mesma Abadía y llevada por dellos enfermeros, hasta llegar al abá, quien la alluga nel Altar. Esti xestu tien el simbolismu de la tresferencia de conocencia d'un enfermeru a otru. Na ilesia de Santa Margarita en Wellow Esti en Hampshire, onde Florence Nightingale nació, llevar a cabu un serviciu relixosu'l domingu siguiente al so día de nacencia.
N'Estaos Xuníos y Canadá celebra la Selmana Nacional de la Enfermería cada añu ente'l 9 y el 15 de mayu. Foi normativizado nos Estaos Xuníos pol Presidente Richard Nixon en 1974.
Día Internacional de la Familia
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide qu'el 15 de mayu de cada añu celebre'l Día Internacional de la Familia. 
El 20 de setiembre de 1993 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 47/237 decide qu'el 15 de mayu de cada añu celebre'l Día Internacional de la Familia .
Día Internacional de la Felicidá
El Día Internacional de la Felicidá, el 20 de marzu, foi instituyíu'l 28 de xunu de 2012 pola Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes y celebróse per primer vegada l'añu 2013.
Gracies a una iniciativa del Reinu de Bután, que considera esti sentimientu como'l más importante del Productu Interior Brutu, el 28 de xunu de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 66/281, publicada'l 12 de xunetu, decide proclamar el 20 de marzu Día Internacional de la Felicidá. Esto pa reconocer la relevancia de la felicidá y el bienestar como aspiraciones universales de los seres humanos y l'importancia de la so inclusión nes polítiques de gobiernu.
El resolvimientu convida a tolos Estaos Miembros, a les organizaciones nacionales, rexonales ya internacionales, a la sociedá civil y a les persones a celebrar esti Día, y promover actividaes concretes, especialmente nel ámbitu de la educación.
5. http://www.un.org/ye/comun/docs/?symbol=A/RES/66/281
Día Internacional de la Fibromialxa
El 12 de mayu foi designáu Día Internacional de la Fibromialxa n'homenaxe a Florence Nightingale, nacida'l 12 de mayu de 1820.
L'índiz de población mundial que carez de fibromialxa asítiase ente'l 3% y el 6%, esta enfermedá foi reconocida pola Organización Mundial de la Salú (OMS) nel añu 1992. 
Día Internacional de la Francofonía
La Organización Internacional de la Francofonía proclamó'l 20 de marzu Día Internacional de la Francofonía.
Esti eventu foi creáu en 1998 como una manera por que los 70 Estaos y Gobiernos de la Organización Internacional de la Francofonía (OIF), celebren el so enllaz común - la llingua francesa - según la so diversidá. Esti día dedicáu a la llingua francesa, axunta a 220 millones de falantes nel mundu y axunta a 870 millones de francófonos.
La fecha escoyida pa esta celebración ye l'aniversariu de la creación de la primer organización francófona, l'Axencia de Cooperación Cultural y Técnica, na Conferencia de Niamey en 1970.
Día Internacional de la Música
El Día Internacional de la Música celébrase'l 1º d'ochobre, fecha que s'estableció pola UNESCO en 1975, pa conmemorar les sos diverses manifestaciones y la so trescendencia a nivel internacional. Ye una oportunidá que se nos presenta pa honrar a tolos músicos y los estilos qu'esfruten y comparten toles persones, nel sentíu de xunir y compartir un mesmu sentimientu. Pío hijo zombie
La [36ca de la [UNESCO]declaró'l día 1º d'ochobre de 1975 el Día Internacional de la Música nun intentu de xunir a tolos pueblos al traviés de les sos diverses manifestaciones artístiques, específicamente la música, como símbolu d'igualdá, yá que toos pueden identificase con ella.
Dellos países europeos festexar el 22 de payares, pero en Francia celebrar el 21 de xunu. 
N'Uruguai celebra'l 1º d'ochobre.
Día Internacional de la Non Violencia
El Día Internacional de la Non Violencia celébrase'l 2 d'ochobre, aniversariu de la nacencia de Mahatma Gandhi, líder del movimientu de la Independencia de la India y pioneru de la filosofía y de la estratexa de la non violencia.
El 15 de xunu de 2007 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 61/271 decidió reparar el Día Internacional de la Non Violencia el 2 d'ochobre de cada añu n'honor al aniversariu de nacencia de Mahatma Gandhi.
Día Internacional de la Partera
La Organización de les Naciones Xuníes declara'l 5 de mayu Día Internacional de la Partera.
Día Internacional de la Paz
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide que se repare'l Día Internacional de la Paz el 21 de setiembre de cada añu.
El 30 de Payares de 1981 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 36/67 "declara que'l tercer martes de setiembre, día d'apertura del periodu ordinariu de sesiones de la Asamblea Xeneral, va ser proclamáu y reparáu oficialmente como Día Internacional de la Paz, y dedicáu a conmemorar y fortalecer los ideales de paz en cada nación y cada pueblu ente ellos".
El 7 de setiembre de 2001 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 55/282 "decide que, con efectu a partir del quincuaxésimu séptimu periodu de sesiones de la Asamblea Xeneral, reparar el Día Internacional de la Paz el 21 de setiembre de cada añu, fecha que se va señalar a l'atención de tolos pueblos pa la celebración y observancia de la paz".
Día Internacional de la Preservación de la Capa d'Ozonu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama'l 16 de setiembre Día Internacional de la Preservación de la Capa d'Ozonu.
En 1994 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 49/114 "proclama'l 16 de setiembre Día Internacional de la Preservación de la Capa d'Ozonu, en conmemoración del día en qu'en 1987 roblóse'l Protocolu de Montreal relativu a les sustances qu'escosen la capa d'ozonu, que se va celebrar a partir de 1995".
Organización de les Naciones Xuníes pal Desenvolvimientu Industrial: Una industria más ecolóxico nel marcu del Protocolu de Montreal en inglés 
Día Internacional de la Solidaridá col Pueblu en Llucha de Sudáfrica
El Día Internacional de la Solidaridá col Pueblu en Llucha de Sudáfrica ye un día festivu proclamáu pola Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes. Celébrase'l 16 de xunu.
El 9 de payares de 1976 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 31/6 proclama'l 16 de xunu el Día Internacional de la Solidaridá col Pueblu en Llucha de Suráfrica.
Día Internacional de la Solidaridá Humana
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 20 d'avientu de cada añu Día Internacional de la Solidaridá Humana.
El 22 d'avientu de 2005 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 60/209 "recuerda que na Declaración del Mileniu, el Xefes d'Estáu y de Gobiernu, ente otres coses, consideraron que la solidaridá yera unu de los valores fundamentales y universales en que tendríen de basase les relaciones ente los pueblos nel sieglu XXI y, a esti respectu, decide proclamar el 20 d'avientu de cada añu Día Internacional de la Solidaridá Humana".
Día Internacional de la Zurdera
El Día Internacional de la Zurdera ye una promovida pola Internacional de Zurdos (Lefthanders International), que tien llugar el 13 d'agostu de cada añu dende 1976, y que pretende dar a conocer y ayudar a amenorgar les dificultaes qu'atopen les persones maniegues nuna sociedá predominantemente diestra, como tener qu'usar ferramientes pensaes pa diestros y diverses situaciones de discriminación ya inclusive acoso.
Día Internacional de los Montes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar el 11 d'avientu Día Internacional de los Montes.
 Organización de les Naciones Xuníes
“Los nuesos glaciares tán sumiendo y non solo afecten a les poblaciones de montes, sinón a tolos que dependen d'ella. Los montes son depósitos importantes de biodiversidá y tienen un rol críticu como torres d'agua del mundu. En Bhután, esto fai que tengamos hidroelectricidá y collo amenorgamos la necesidá de tener xeneradores de carbonu” menta Dorji Choden, Ministra de Trabayu y Recursos Humanos del Gobiernu de Bhután, nun llamáu a la población mundial a ser consciente de la fraxilidá de los ecosistemes de montes frente a los desafíos del cambéu climáticu.
Pela so parte, María Helena Semedo, Direutora Xeneral de FAO, destacó que'l Día Internacional de los Montes, dedicáu a l'agricultura de monte, dexa cavilgar cómo l'agricultura familiar nes rexones de monte tán esperimentando un rápidu tresformamientu debíu al cambéu climáticu tamién destacó la importancia de cuntar con polítiques qu'incorporen les necesidaes y los desafíos de los montes y los sos pobladores.
El 20 d'avientu de 2002 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 57/245 "decide declarar el 11 d'avientu Día Internacional de los Montes, a partir del 11 d'avientu de 2003, y afala a la comunidá internacional a qu'entame actos a tolos niveles esi día pa resaltar la importancia del desenvolvimientu sostenible de los montes".
Organización de les Naciones Xuníes pa l'Alimentación y l'Agricultura (FAO)
Organización de les Naciones Xuníes pa la Educación, la Ciencia y la Cultura (UNESCO)
Conveniu sobre la Diversidá Biolóxica
Día Internacional de les Muyeres Rurales
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar qu'el 15 d'ochobre de cada añu va proclamase y va celebrase oficialmente'l Día Internacional de les Muyeres Rurales.
El 18 d'avientu de 2007 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 62/136 decide declarar qu'el 15 d'ochobre de cada añu va proclamase y va celebrase oficialmente'l Día Internacional de les Muyeres Rurales.
Más información
Eventos rellacionaos
Día Internacional de les Persones d'Edá
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes designa'l 1º d'ochobre Día Internacional de les Persones d'Edá.
El 14 d'avientu de 1990, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes, na Resolvimientu 45/106, designa'l 1º d'ochobre Día Internacional de les Persones d'Edá.
Los Principios de les Naciones Xuníes en favor de les persones d'edá fueron aprobaos por resolvimientu 46/91 de la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes de fecha 16 d'avientu de 1991.
Afalen a los Gobiernos a qu'introduzan nos sos programes nacionales cada vegada que sía posible los principios a favor de les persones d'edá.
Día Internacional de les Vilbes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide reparar el Día Internacional de les Vilbes el 23 de xunu de cada añu. 
El 21 d'avientu de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/189 decide reparar el Día Internacional de les Vilbes el 23 de xunu de cada añu con efectu a partir de 2011.
Radio
Enllaces rellacionaos
Semeyes
Día Internacional de les Víctimes de Desapaiciones Forzaes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar el 30 d'agostu Día Internacional de les Víctimes de Desapaiciones Forzaes.
El 21 d'avientu de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/209 decide declarar el 30 d'agostu Día Internacional de les Víctimes de Desapaiciones Forzaes.
Día Internacional de los Monumentos y Sitios
El Día Internacional de los Monumentos y Sitios celébrase'l 18 d'abril de cada añu en tol mundu con distintos tipos d'actividaes como, ente otres, visites a monumentos y sitios patrimoniales, conferencies, meses redondes y notes periodístiques.
El Día Internacional de los Monumentos y Sitios foi propuestu pol Conseyu Internacional de Monumentos y Sitios (ICOMOS) el 18 d'abril de 1982 y aprobáu pola Asamblea Xeneral de la UNESCO en 1983. El fin ye promover tomar de conciencia alrodiu de la diversidá del patrimoniu cultural de la humanidá, de la so vulnerabilidá y de los esfuerzos que se riquir pa la so protección y caltenimientu.
Día Internacional de los Museos
El Día Internacional de los Museos ye un eventu coordináu pol Conseyu Internacional de Museos (ICOM) que tien llugar cada añu alredor del 18 de mayu. Esti eventu pon de relieve una tema distinta cada añu y que ta nel centru de les esmoliciones de la comunidá de los museos.
El Día Internacional de los Museos ufierta a los profesionales de los museos la oportunidá de dir al alcuentru del públicu y sensibilizalo sobre los desafíos qu'enfrenten los museos. Ello ye que el ICOM define'l muséu como una organización ensin fines d'arriquecimientu, una institución permanente al serviciu de la sociedá y el so desenvolvimientu, abierta al públicu, qu'adquier, conserva, investiga, esibe y tresmite el patrimoniu material ya inmaterial de la humanidá y el so mediu ambiente con fines educativos, d'estudiu y prestar. Poro, el Día Internacional de los Museos sirve de plataforma pa concenciar al públicu sobre los retos actuales de los museos nel desenvolvimientu de la sociedá a nivel internacional.
Dende la so creación en 1977, el Día Internacional de los Museos ganó cada vegada más popularidá. En 2009, 20 000 museos de más de 90 países participaron nel DIM entamando eventos. En 2010 participaron 98 países, 100 en 2011 y en 2012, 129 países con 32 000 museos. En 2011, el cartelu oficial del DIM foi traducíu en 37 idiomes. En 2012, esta cifra alzar a 38.
El Conseyu Internacional de Museos (ICOM) ye la principal organización de museos y profesionales de museos d'algame global. Ta comprometida cola promoción y la protección del patrimoniu natural y cultural, presente y futuru, material ya inmaterial.
El compromisu del ICOM cola cultura y la promoción de la conocencia vese reforzáu polos sos 31 Comités Internacionales, cada unu dedicáu a una disciplina especifica y que conducen a una fonda investigación nos sos respectivos campos en beneficiu de la comunidá museística. La organización tamién ta arreyada na llucha contra'l tráficu ilícitu, na protección de los museos en situaciones d'emerxencia según en diverses misiones de serviciu públicu internacional.
El domingu celebra'l día internacional de los museos. ¿Qué, a pocu nun sabíes? Pos sí, amás de les nueses belles proxenitores y a la distinguida clase de docentes, estos espacios tienen el so celebracióncada 18 de mayu dende 1977, cuando la UNESCO promulgó la fecha.
Alredor de 32 000 museos de 129 países en tolos continentes participaron nel DIM 2012.
El Día Internacional de los Museos 2012 celebróse en redol a la tema "Museos nun mundu cambiante. Nuevos retos, nueves inspiraciones". Frente a un mundu que camuda más que nunca, los museos envaloraron importante esquizar estes temes entamando diversos eventos y actividaes. Les nueves tecnoloxíes, les idees nueves, la inestababilidad climática y los medios sociales son n'efectu temes onde los museos y les poblaciones tienen de faese oyer.
Los museos encetaron cinco temátiques rellacionaes cola tema principal:
Pa celebrar el 35º aniversariu del Día Internacional de los Museos, el ICOM patrocinó un concursu de fotografía tituláu "El mio muséu y yo". Los participantes teníen de tomase en semeya, solos o colos sos amigos, dientro o fora de los sos museos favoritos col logotipu oficial creáu pal eventu. El ganadores del concursu "El mio muséu y yo" fueron Yonit y Efrat, de Israel, que la so semeya foi tomada delantre del Muséu d'Arte de Tel Aviv.
En munchos países, el Día Internacional de los Museos ufierta la oportunidá de celebrar los museos y les sos actividaes. Por exemplu, cada añu, el mes de mayu ye'l Mes de los Museos en Guatemala, entamáu pol Ministeriu de Cultura de Guatemala. Anguaño, la tema foi "Museos nun mundu cambiante. Nuevos retos, nueves inspiraciones".
En Brasil, la selmana del 14 al 20 de mayu foi oportuna pa entamar actividaes nos museos mientres dellos díes, y el 18 celebróse como fiesta nacional. Pa la 10ª edición de la Selmana Nacional de los Museos, entamóse actividaes como esposiciones, conferencies, visites empuestes y talleres nes ciudaes brasileñes. Los museos y les instituciones encargaes del patrimoniu acoyeron espectáculos de danza, música, y teatru, concursos de poesía y muncho más.
En Perú y Bolivia, al Día Internacional de los Museos sígue-y la "Llarga Nueche de los Museos". Los visitantes tienen el día y la nueche pa visitar los museos y l'eventu celebra cada añu en dambos países.
En Lituania, l'añu 2012 foi declaráu Añu de los Museos, n'honor a l'apertura del bicentenariu de los primeros museos públicos del país.
El Museu do Falsu (Viseu, Portugal) foi inauguráu'l 18 de mayu de 2012, pal Día Internacional de los Museos. Los visitantes pudieron afayar el singular Muséu d'Hestoria, constituyíu a partir de les contribuciones d'artistes contemporaneos que trabayaron sobre la tema ""Simulacro": ¿Qué pasaría si un acontecimientu dáu nun asocede como debería?"
En Costa de Marfil, el DIM 2012 celebrar nel edificiu del Palaciu Real de Abenguru. Les instituciones locales y el ICOM Côte d’Ivoire entamaron dellos eventos: alderiques, concursos pa los estudiantes y visites empuestes. Cerca de 1 500 persones xunir a les celebraciones, ente les cualos importantes figures polítiques y culturales del país.
Hans-Martin Hinz, Presidente del ICOM, llanzó l'eventu dende Baḥréin, cola visita a la esposición del Muséu Nacional "Tylos: viaxe más allá de la vida", que rellata los ritos funerarios y costumes na hestoria antigua de Bahréin. Depués visitó'l muséu móvil Enkiru, una estensión de la esposición que se dirixe específicamente a neños de 7 a 11 años. A lo último, participó nun taller dedicáu a los nuevos profesionales de museos entamáu pol Comité nacional de Bahréin, en collaboración col ICOM Árabe. El Presidente del ICOM estimó tamién personalmente a los museos de China y Arxentina unviándo-yos un videu emitíu mientres la ceremonia de llanzamientu del Día Internacional de los Museos en dambos países.
Pa celebrar l'eventu, Julien Anfruns, Direutor Xeneral del ICOM, pronunció'l discursu inaugural el 17 de mayu na conferencia "Museos de Ciencies y Nueves Tecnoloxíes", entamada pol Comité Internacional del ICOM pa la Educación y Acción Cultural (CECA) en Roma, n'Italia. Tamién foi panelista y orador principal na conferencia de la "International Bar Association" (Colexu d'Abogaos Internacional) sobre los nuevos retos xurídicos nes artes que tuvo llugar nel MAXXI (Muséu de les Artes del Sieglu XXI, Roma).
CNES: L'observatoriu espacial CNES acomuñar al Día Internacional de los Museos pa ufiertar una visión contemporaneo y orixinal sobre la práctica museística. Dexó compartir les interrogaciones plantegaes pol cambéu del conceutu del Espaciu a lo llargo de los sieglos con un públicu interesao y variao, entamando diversos eventos nos museos europeos.
"Museum Together": Con motivu del Día Internacional de los Museos, el ICOM sofitó'l proyectu "Museum Together", una rede social que tien como oxetivu fomentar la organización de xuntes en redol a los museos y l'intercambiu d'esperiencies culturales.
Unos 30 000 museos en 110 países participaron na celebración del Día Internacional de los Museos 2011.
HTIVU YBYVTIOKY G
La tema de la edición 2011 foi "Muséu y memoria. Los oxetos cunten la to hestoria". N'efectu, al traviés de los oxetos que caltienen, los museos colectan hestories y tresmiten la memoria de les comunidaes nes que vivimos. Estos oxetos son la espresión del nuesu patrimoniu natural y cultural. Munchos d'ellos son fráxiles, dalgunos en peligru y riquen un cuidu especial pal so caltenimientu.
Desenvolvióse cinco tarrezas mientres el Día Internacional de los Museos 2011:
En Australia, el Muséu Nacional de Deportes de Melbourne entamó un programa llamáu "Recordando los momentos que nos construyeron", onde los visitantes del muséu tuvieron la oportunidá de conocer y falar con lleendes del deporte.
En Chile, por primer y única vegada, el Muséu Nacional Aeronáuticu y del Espaciu de Chile, estendió la so xornada de 17:30 a 21:00 hores, nun volviéndose a repitir pol escasu públicu que supo d'esti eventu.
En Malaisia, entamáronse seminarios con ponentes internacionales, esposiciones, feries deportives, talleres y programes educativos en museos de tol país.
En Sudán, el Muséu d'Hestoria Natural de Kartum creó un programa educativu pa les families y los escolares que pudieron participar a un concursu de fotografía sobre la tema "Documentando nuesa Hestoria Natural."
N'Arxentina, el Muséu Arxentín de Ciencies Naturales Bernardino Ridavia en Caba propunxo un programa tituláu "Musecuentos", creáu especialmente pa esta ocasión. Narradores cuntaron hestories que realzaron colos oxetos del muséu.
En Bélxica, el Muséu Real de Mariemont ufiertó visites empuestes sobre la tema "Curriculum Vitae d'oxetos".
El caltenimientu y la tresmisión de la memoria colectiva nun concierne solo a la comunidá museística. Por esta razón el Conseyu Internacional de Museos empecipió anguaño aliances institucionales con otres organizaciones concerníes pola protección de la memoria:
En 2010, los museos de 96 países participaron nel eventu que tuvo como tema "Museos y harmonía social".
En Mongolia, el Muséu del Teatru convidó a alumnos de parvulario a asistir a una representación teatral nel muséu.
El Muséu d'Hestoria Cultural de Samarcanda, en Uzbequistán, entamó un espectáculu impresionante cola compañía de danza "Jonona", compuesta por neños. De siguío tuvo llugar una presentación de diapositives en música qu'amosaba'l patrimoniu históricu de la rexón de Samarcanda.
En Sri Lanka, el Departamentu de los Museos Nacionales creó un programa educativu na rexón norte del país con esposiciones itinerantes pa los estudiantes. El propósitu ye de fomentar l'harmonía social y la paz ente los grupos étnicos que viven nel norte y nel sur del país.
El Muséu Calouste Gulbenkian, en Portugal, entamó una recepción especial pa los visitantes col fin de realzar la creación d'un club qu'axunta a 23 mozos de la rexón que presenten problemes d'integración social.
En 2009, el ICOM acomuñar cola FMAM (la Federación Mundial d'Amigos de los Museos) col fin de promover l'eventu.
20 000 museos de 90 países participaron nel DIM en 2008.
La tema "Museos como axentes de cambéu social y del desenvolvimientu" dio llugar al primer eventu museísticu virtual que se desenvolvió nel mundu virtual 3D "Second Life", cola contribución del Muséu Tecnolóxicu de la Innovación The Tech (San Francisco, EE.XX.).
Participaron nel eventu museos d'unos 70 países. Pa esta edición, el mensaxe que se tresmitió foi "Toos somos responsables del patrimoniu universal".
Día Internacional de los Neños Víctimes Inocentes d'Agresión
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide conmemorar, el 4 de xunu de cada añu, el Día Internacional de los Neños Víctimes Inocentes d'Agresión.
El 19 d'agostu de 1982 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu YE-7/8 decide conmemorar, el 4 de xunu de cada añu, el Día Internacional de los Neños Víctimes Inocentes d'Agresión.
Día Internacional de los Vuelos Espaciales Tripulaos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara'l 12 d'abril Día Internacional de los Vuelos Espaciales Tripulaos. Esa fecha, nel añu 1961, produzse'l primer viaxe espacial tripuláu por un ser humanu, el rusu Yuri Gagarin.
EL 25 de marzu de 2011 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/271 "declara'l 12 d'abril Día Internacional de los Vuelos Espaciales Tripulaos, nel que se va conmemorar cada añu a nivel internacional el principiu de la era espacial pa la humanidá, reafitando que la ciencia y la tecnoloxía espaciales contribúin de manera importante a algamar los oxetivos de desenvolvimientu sostenible, a aumentar el bienestar de los Estaos y los pueblos, y a asegurar que se vea cumplida la so aspiración d'acutar l'espaciu ultraterrestre pa fines pacíficos".
Día Internacional de Nelson Mandela
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 18 de xunetu Día Internacional de Nelson Mandela.
El 10 de payares de 2009 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 64/13 decide designar el 18 de xunetu Día Internacional de Nelson Mandela.
Nel resolvimientu 64/13 de l'Asamblea Xeneral reconócense los valores de Nelson Mandela y la so dedicación al serviciu de la humanidá al traviés del so llabor humanitariu nos ámbitos de la solución de conflictos, les relaciones interraciales, la promoción y protección de los derechos humanos, la reconciliación, la igualdá ente los xéneros, los derechos de los neños y otros grupos vulnerables, y la defensa de les comunidaes probe y subdesendolcáu. Reconozse tamién la so contribución a la llucha pola democracia a nivel internacional y a la promoción d'una cultura de paz en tol mundu.
Fragmentos de los sos discursos, 1961 a 2008
Día Internacional de Reflexón sobre'l Xenocidiu cometíu en Rwanda
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró'l 7 d'abril Día Internacional de Reflexón sobre'l Xenocidiu cometíu en Rwanda.
El 23 d'avientu de 2003 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 58/234 "reconociendo que n'abril de 2004 cumplir diez años del xenocidiu cometíu en Rwanda. Decide declarar el día 7 d'abril de 2004 Día Internacional de Reflexón sobre'l Xenocidiu cometíu en Rwanda. Afala a tolos Estaos Miembros, les organizaciones del sistema de les Naciones Xuníes y otres organizaciones internacionales competentes, según a les organizaciones de la sociedá civil, a que reparen el Día Internacional con actos y actividaes especiales en memoria de les víctimes del xenocidiu cometíu en Rwanda".
Tribunales Internacionales
Día Internacional d'Acordanza de les Víctimes de la Esclavitú y Trata Tresatlántica d'Esclavos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 25 de marzu Día internacional d'alcordanza de les víctimes de la esclavitú y trata transatlántica d'esclavos.
El 17 d'avientu de 2007, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 62/122 "decide designar el 25 de marzu Día internacional d'alcordanza de les víctimes de la esclavitú y trata transatlántica d'esclavos, por que se celebre añalmente a partir de 2008 como complementu del yá esistente Día Internacional del Alcordanza de Trátase d'Esclavos y la so Abolición de la Organización de les Naciones Xuníes pa la Educación, la Ciencia y la Cultura".
Día Internacional de Sensibilización sobre l'Albinismu
El Conseyu de Derechos Humanos "encamienta que la Asamblea Xeneral proclame'l 13 de xunu Día Internacional de Sensibilización sobre l'Albinismu, y convida a tolos Estaos Miembros, organizaciones del sistema de les Naciones Xuníes y otres organizaciones internacional y rexonal, según a la sociedá civil, incluyíes les organizaciones non gubernamentales y los particulares, a reparar el Día Internacional de Sensibilización sobre l'Albinismu de manera apropiada".
El 20 de xunu de 2014 el Conseyu de Derechos Humanos na Resolvimientu 26/L.7 "espresando la so esmolición polos ataques contra les persones con albinismu, incluyíes muyeres y neños, que de cutiu se cometen con impunidá. Afalando a los Estaos Miembros a que sigan trabayando pa protexer y garantizar el derechu a la vida y la seguridá de les persones con albinismu, según el so derechu a nun ser sometíos a tortura nin malos tratos, y pa velar por que estes persones tengan un accesu fayadizu a los servicios d'atención de la salú, l'empléu, la educación y la xusticia. Tomando nota de que, en munches partes del mundu, el grau de sensibilización alrodiu de la situación de los derechos humanos de les persones con albinismu sigue siendo llindáu, y reconociendo la importancia d'aumentar la conciencia y la comprensión del albinismu con cuenta de lluchar contra la discriminación y l'estigma qu'afecta a les persones con albinismu a nivel mundial. Acoyendo con beneplácito la observancia per parte de los actores de la sociedá civil del 13 de xunu como'l Día Internacional del Albinismu. Encamienta que l'Asamblea Xeneral proclame'l 13 de xunu Día Internacional de Sensibilización sobre l'Albinismu, y convida a tolos Estaos Miembros, organizaciones del sistema de les Naciones Xuníes y otres organizaciones internacional y rexonal, según a la sociedá civil, incluyíes les organizaciones non gubernamentales y los particulares, a reparar el Día Internacional de Sensibilización sobre l'Albinismu de manera apropiada".
Video
Documentos
Oficina del Altu Comisionado de les Naciones Xuníes pa los Derechos Humanos
Día Internacional de Solidaridá colos miembros del personal deteníos o sumíos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 25 de marzu Día Internacional de Solidaridá colos miembros del personal deteníos o sumíos. Esi día, en 1985, el periodista y funcionariu de Naciones Xuníes Alec Collett ye secuestráu por estremistes llibaneses, quien lo asesinen más tarde.
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 25 de marzu Día Internacional de Solidaridá colos miembros del personal deteníos o sumíos.
Día Internacional de Tolerancia Cero cola Mutilación Xenital Femenina
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes encamienta a los Estaos, el sistema de les Naciones Xuníes, la sociedá civil y tolos comenenciudos a siguir celebrando'l Día Internacional de Tolerancia Cero cola Mutilación Xenital Femenina el 6 de febreru.
El 20 d'avientu de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/146 encamienta a los Estaos, el sistema de les Naciones Xuníes, la sociedá civil y tolos comenenciudos a siguir celebrando'l Día Internacional de Tolerancia Cero cola Mutilación Xenital Femenina el 6 de febreru.
Día Internacional del Cáncer Infantil
El 15 de febreru celébrase'l Día Internacional del Cáncer Infantil. El Día Internacional del Cáncer Infantil tien como oxetivu sensibilizar y concientizar sobre la importancia de los desafíos a los que s'enfrenten los neños y adolescentes y les sos families. Lo mesmo que de la necesidá de que tolos neños en cualquier llugar del mundu tengan accesu a un diagnósticu y tratamientu precisu y a tiempu.
Esta declaración llevar a cabu en Luxemburgu nel añu 2001. Foi creáu pola Organización Internacional de Cáncer Infantil, CCI (antes conocida como ICCCPO, Confederación Internacional d'Organizaciones de Padres de Neños con Cáncer), una rede formada por 177 organizaciones nacionales de padres de neños con cáncer en 90 países nos 5 continentes. 
Esti día celebrar por primer vegada nel añu 2002 y dende entós xeneró'l sofitu de redes globales ya instituciones líderes incluyendo: SIOP (Sociedá Internacional d'Oncoloxía Pediátrica), SIOPE (Sociedá Europea d'Oncoloxía Pediátrica), UICC (Unión pol Control Internacional del Cáncer), Hospital Infantil d'Investigación St.Jude y IARC (Axencia Internacional pa la Investigación del Cáncer) ente otres.
El Día Internacional del Cáncer Infantil basar na creencia de la CCI de que tou neñu con cáncer merez la meyor atención médica y psicolóxica, independientemente del so país d'orixe, raza, estatus económicu o clase social. Amás, sofitar na premisa de que la muerte de neños con cáncer ye evitable con un diagnósticu tempranu, disponibilidad y accesu a tratamientos y cuidos apropiaos según les medicines esenciales algamadices.
Anguaño, el 15 de febreru toos estes organizaciones realicen mientres tol mes de febreru, campañes p'ameyorar l'atención y les condiciones nos sos países. Al traviés de la ICCCPO, en collaboración cola Sociedá Internacional d'Oncoloxía Pediátrica (SIOP), padres de tol mundu xunir so una mesma causa: ayudar a los neños con cáncer a aportar al meyor tratamientu posible coles meyores condiciones de soporte.
N'España, la Federación Española de Padres de Neños con Cáncer arrexunta a 16 asociaciones partíes per España coles mires de treslladar la problemática de los neños con cáncer y plantegar soluciones. 
A pesar del aumentu de les tases de supervivencia, anguaño siguen morriendo neños y adolescentes con cáncer tantu nos países desenvueltos como en víes de desenvolvimientu. Ello ye que en dellos países, les muertes por cáncer infantil superen les muertes por tolos tipos d'enfermedaes de la infancia.
El Llazu Doráu simboliza'l cáncer infantil comparando la fortaleza y resistencia de los neños con cáncer col oru. Organizaciones del tou mundu, según instituciones públiques y privaes, grupos de la sociedá civil y el mundu académicu, emplegaron el símbolu del llazu doráu pa espresar el so sofitu y solidaridá a la llucha contra'l cáncer infantil. Anque, lo que ye güei nun algamó la importancia y visibilidá del llazu rosa del cáncer de mama, o'l colloráu del VIH.
SIOP, Sociedá Internacional d'Oncoloxía Pediátrica * 
Hospital Infantil d'Investigación St.Jude 
Día Internacional del Deporte pal Desenvolvimientu y la Paz
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 6 d'abril Día Internacional del Deporte pal Desenvolvimientu y la Paz.
La fecha conmemora la inauguración, en 1896, de los primeres Xuegos Olímpicos de la era moderna, na ciudá de Atenes (Grecia).
El 23 d'agostu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/296 "decide proclamar el 6 d'abril Día Internacional del Deporte pal Desenvolvimientu y la Paz. Convida a los Estaos, el sistema de les Naciones Xuníes ysobremanera, la Oficina de les Naciones Xuníes sobre'l Deporte pal Desenvolvimientu y la Paz, les organizaciones internacionales competentes, les organizaciones deportives internacionales, rexonales y nacionales, la sociedá civil, incluyíes les organizaciones non gubernamentales y el sector priváu, y tolos demás comenenciudos pertinentes a que cooperen, reparen el Día Internacional del Deporte pal Desenvolvimientu y la Paz y creen conciencia al respeutu".
Comité Olímpicu Internacional:
Día Internacional del Derechu a la Blasfemia
El Día Internacional del Derechu a la Blasfemia o Día de la Blasfemia afala a los individuos y grupos a espresar abiertamente los sos crítiques a, o inclusive despreciu por la relixón. Foi fundáu en 2009 pol Center for Inquiry, una organización "dedicada a promover la ciencia, la razón, la llibertá d'investigación y los valores humanistes", aniciada n'Estaos Xuníos. Nuna entrevista Ronald Lindsay, presidente y direutor executivu del Centru, plantegó sobre'l Día de la blasfemia nuna entrevista con CNN: "Creemos que les creencies relixoses tienen de ser oxetu d'exame y la crítica al igual que lu son les creencies polítiques, pero tenemos un tabú na relixón".
El día foi establecíu'l 30 de setiembre, l'aniversariu de la publicación de dibuxos satíricos de Mahoma nel diariu Jyllands Posten de Dinamarca, lo que xeneró un gran discutiniu y sobre un centenar d'asesinatos.
Nuna entrevista de "USA Today" a Justin Trottier, en coordinador del Día blasfemia en Toronto: "Nun tamos tratando d'ofender, pero si nel cursu del diálogu y alderique, la xente ofiéndese, eso nun ye un problema pa nós. Nun esiste'l derechu humanu a nun ser ofendíu".
Realizar n'eventos en tol mundu nel marcu del Día de la Blasfemia. El primer informe añal en 2009 incluyó una exhibición d'arte en Washington, DC, y un festival a favor de la llibertá d'espresión en Los Angeles. El Día de la Blasfemia tamién foi llargamente aldericáu al traviés de les redes sociales de la web y cubiertu per dellos medios de comunicación.
Dellos grupos escépticos tomaron esta fecha pa lluchar contra les lleis antiblasfemia y pa llamar al llibrepensamientu:
Justin Trottier, coordinador de Toronto del Día de la blasfemia, declaró na so entrevista con "USA Today": "Nun tamos buscando ofender, pero si nel cursu del diálogu y l'alderique, les persones ofiéndense, esi nun ye'l nuesu problema. Nun esiste'l derechu humanu a nun ser ofendíu".
Lluches contra les lleis de la blasfemia esisten en tol mundu. En munches partes del Europa y América del Norte fueron abolíes, sicasí hai lleis anti-blasfemia en Austria, Dinamarca, Finlandia, Grecia, Italia, Liechtenstein, Islandia, Países Baxos y San Marino. Tamién hai "lleis de desacatamientu" relixosos en 21 países europeos.
Irlanda aprobó la Llei de bilordiu de 2009 ("Defamation Act 2009"): "Una persona que publique o pronuncie blasfemies va ser culpable d'un delitu y va poder ser condergada a una multa que nun entepase de 25.000 €".
Finlandia foi l'escenariu de dellos xuicios notables sobre la blasfemia na década de 2000. El llingüista finlandés, bloguero políticu, conceyal de Helsinki y posterior miembru del parlamentu Jussi Topa-aho foi acusáu de "cultu relixosu esmolecedor" por cuenta de publicaciones n'Internet nes que llamó a Mahoma un pedófilu. Topa-aho foi multáu con € 330.
N'India, n'abril de 2012, Sanal Edamaruku denunció'l fraude nun supuestu milagru de la ilesia católica de Mumbai y foi acusáu de blasfemia por ofender a un grupu relixosu, lo que significa cárcel en dichu país. Edamaruku fuxó al esiliu a Finlandia y otros países.
L'artículu 525 del Códigu penal español considera "escarniu" de "sentimientos" relixosos, "dogmes", "creencies" o "ritos o ceremonies". Esta estensión a "dogmes" y "creencies" facer abondo cercanu a una llei de blasfemia na práctica, dependiendo de la interpretación del xuez.
En dellos países, la blasfemia castigar cola muerte, como n'Afganistán, Pakistán, y Arabia Saudita.
Día Internacional del Derechu a la Verdá en relación con Violaciones Graves de los Derechos Humanos y de la Dignidá de les Víctimes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama'l 24 de marzu Día Internacional pal Derechu a la Verdá en relación coles Violaciones Graves de los Derechos Humanos y pa la Dignidá de les Víctimes.
Nesa fecha, nel añu 1980, ye asesináu l'obispu salvadoreñu Óscar Arnulfo Romero, quien fora fervosu defensor de la causa de los Derechos Humanos nel so país.
El 21 d'avientu de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/196 "proclama'l 24 de marzu Día Internacional pal Derechu a la Verdá en relación coles Violaciones Graves de los Derechos Humanos y pa la Dignidá de les Víctimes. Convida a tolos Estaos Miembros, a les organizaciones del sistema de les Naciones Xuníes y les demás organizaciones internacionales, según a les entidaes de la sociedá civil, incluyíes les organizaciones non gubernamentales y los particulares, a reparar de manera apoderada'l Día Internacional".
Día Internacional del Jazz
La Conferencia Xeneral de la Unesco proclama'l 30 d'abril de cada añu Día Internacional del Jazz.
En payares de 2011 la Conferencia Xeneral de la Unesco na Resolvimientu 36 C/39 proclama'l 30 d'abril de cada añu Día Internacional del Jazz.
Comunicaos de prensa
Galería de semeyes
Vídeos de la UNESCO en YouTube
Día Internacional del Migrante
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 18 d'avientu Día Internacional del Migrante.
El 4 d'avientu de 2000 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 55/93 "teniendo en cuenta'l númberu eleváu y cada vegada mayor d'emigrantes qu'esiste nel mundu. Afalada pol creciente interés de la comunidá internacional en protexer efectiva y dafechu los derechos humanos de tolos migrantes, y destacando la necesidá de siguir tratando d'asegurar el respetu de los derechos humanos y les llibertaes fundamentales de tolos migrantes. Decide proclamar el 18 d'avientu Día Internacional del Migrante".
Asamblea Xeneral
Foru Mundial sobre la Migración y el Desenvolvimientu
Bases de datos
Otros recursos
Día Internacional del Neñu Africanu
El Día del Neñu Africanu celébrase cada 16 de xunu.
Na actualidá esisten más de 700 millones de muyeres que se casaron siendo neñes, y una de cada trés que lu fixeron enantes de los 15 años."Los países d'África subsaḥariana tienen el porcentaxe de matrimoniu infantil más altu del mundu, con un 40% de menores de 18 años casaes.“El matrimoniu infantil quita a les neñes de la so infancia y puede causar un gran impactu nes sos vides”, dixo Susan Bissel, xefa de protección d'infancia de UNICEF.Amás, destacó que ye necesariu que tolos sectores de la sociedá sigan l'exemplu d'estes moces activistes, y que se tomen midíes urxentes pa protexer a neñes que viven esta situación.El Día del Neñu Africanu celébrase cada 16 de xunu dende 1991, pa conmemorar el valor de los escolares que participaron na protesta pol derechu a una educación calidable en 1976, en Soweto, Suráfrica.La xornada tamién tien la intención de sensibilizar sobre la situación que viven anguaño los neños africanos.El mensaxe d'anguaño centróse nos esfuerzos pa terminar col matrimoniu infantil n'África".
Día Internacional del Novruz
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 21 de marzu Día Internacional del Novruz. El Novruz ye'l primer día del añu del calendariu persa
El 23 de febreru de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 64/253 proclamó'l 21 de marzu Día Internacional del Novruz.
Otros enllaces
Día Internacional del Personal de Paz de les Naciones Xuníes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 29 de mayu Día Internacional del Personal de Paz de les Naciones Xuníes.
El 11 d'avientu de 2002, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 57/129 "decide designar el 29 de mayu Día Internacional del Personal de Paz de les Naciones Xuníes, que se va celebrar tolos años pa rindir homenaxe a tolos homes y muyeres qu'emprestaron servicios y siguen emprestando servicios nes operaciones de caltenimientu de la paz de les Naciones Xuníes pol so altu grau de profesionalidá, dedicación y valor, y p'honrar la memoria de quien perdieron la so vida n'ares de la paz".
Día Internacional del Alcordanza de Tratar d'Esclavos y de la so Abolición
La Conferencia Xeneral de la Unesco proclamó'l 23 d'agostu de 1998 que cada añu celebrara'l Día Internacional del Alcordanza de Trátase d'Esclavos y de la so Abolición. La fecha conmemora l'entamu de la Revolución haitiana en 1791 que remató cola independencia del país caribeñu.
La Conferencia Xeneral de la Unesco na Resolvimientu 29/C40 proclamó'l 23 d'agostu de cada añu Día Internacional del Alcordanza de Trátase d'Esclavos y de la so Abolición.
Día Internacional del Trabayu Domésticu
El Día Internacional del Trabayu Domésticu celébrase cada 22 de xunetu. Declaróse como tal oficialmente en 1983, mientres el Segundu Alcuentru Feminista Llatinoamericanu y del Caribe, pa reconocer la contribución de los llabores de les muyeres nos llares, actividaes que siguen siendo oxetu de discriminación, sobremanera dende'l puntu de vista económicu.
El Inmujeres y delles organizaciones civiles promueven la ratificación del conveniu 189 de la Organización Internacional del Trabayu per parte del gobiernu mexicanu, promoviendo los derechos llaborales de les
Día Internacional del Yoga
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 21 de xunu Día Internacional del Yoga.
El 7 de payares de 2014 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Proyeutu de Resolvimientu 69/L.17 "faciendo notar la importancia de que les persones y les poblaciones adopten decisiones más saludables y maneres de vida que favorezan la bona salú. Aprofiando'l fechu de que la salú mundial ye un oxetivu de desenvolvimientu al llargu plazu qu'esixe una cooperación internacional más estrecha per aciu l'intercambiu de les meyores práctiques empuestes a l'adopción d'estilos de vida individuales que nun incluyan escesos de nengún tipu. Reconociendo que'l yoga ufierta un enfoque holísticu de la salú y el bienestar. Reconociendo tamién qu'espublizar más llargamente la información relativa a les ventayes que tien practicar la yoga sedría beneficioso pa la salú de la población mundial. Decide proclamar el 21 de xunu Día Internacional del Yoga".
Día Internacional pa l'Abolición de la Esclavitú
El 2 d'avientu de 1949 foi celebráu por Unesco el conveniu llocu iNexxuz-_- pa la represión de tratar de persones y de la esplotación de la prostitución ayena. 
Na actualidá la esclavitú y la servidume siguen siendo abondo frecuentes, anque se faiga referencia a estes práctiques utilizando davezu los términos de mano d'obra garantizada, trabayu forzosu, o nes sos práctiques más estremes que se presenten so la forma del trabayu infantil y el tráficu de persones, onde les principales víctimes son los neños y les muyeres que sirven p'abastecer les redes de prostitución y el trabayu nel serviciu domésticu.
Cada añu millones de persones, la mayoría muyeres y neños, son engañaes, vendíes, coaccionaes o sometíes de dalguna manera a situaciones d'esplotación de les cualos nun pueden escapar. Constitúin la mercancía d'una industria mundial que mueve miles de millones de dólares y que ta apoderada por grupos de delincuentes perbién entamaos qu'operen con impunidá.
Según la Organización Internacional del Trabayu (OIT), millones de mozos alcuéntrase en condiciones cercanes a la esclavitú como víctimes de trabayu forzáu o en réxime de servidume, un 73% d'estos mozos –alredor de 180 millones- desempeñen les peores formes de trabayu infantil, ente elles la prostitución, el trabayu esclavizado y el trabayu peligrosu. Amás, les cifres indiquen tamién que la esclavitú nun sumió, yá que alredor de 5,7 millones de mozos atopar nuna situación de servidume o se ven obligaos a trabayar. 
Una de les rexones nes que son más frecuentes estes práctiques ye África, onde se vienden menores por 14 dólares, actividá que según la OIT reporta a los criminales 7 mil millones de dólares añales. Tamién, nesta mesma rexón, 80 millones de neños ente 5 y 14 años son obligaos a trabayar na prostitución y actividaes como la minería. UNICEF calcula que 200 mil neños africanos son vendíos como esclavos cada añu; ente 45.000 y 50.000 muyeres y neños son treslladaos cada añu polos traficantes namái escontra los Estaos Xuníos. L'aumentu del númberu de casos de trata de persones, según la so espansión a zones qu'antes nun taben tan afectaes, coincide col aumentu de les dificultaes económiques, -especialmente nos países en desenvolvimientu y nos países con economíes en transición-, les enormes torgues a la migración llegal y l'esistencia de graves conflictos armaos.
Los tratantes treslladen a muyeres procedentes del sureste asiáticu a América del Norte y a otros países de la so rexón d'orixe. Tamién treslladen a africanes escontra Europa occidental. La desintegración de la ex Unión Soviética y la gran inestabilidá económica y política resultante conducieron a un aumentu espectacular nel númberu de muyeres d'Europa central y oriental que cayen en manos de los tratantes.
Nel casu de la migración, unos 150 millones de muyeres, homes y entá neños, que representen alredor del 3% de la población mundial, convirtiéronse en fenómenu d'atención. La Organización Internacional del Trabayu calcula qu'hasta 80 millones del númberu mentáu son trabayadores migratorios. En 1997 la OIT envaloró qu'el trabayadores migratorios distribuyir de la siguiente manera: 20 millones n'África, 17 millones n'América del Norte, 12 millones n'América Central y del Sur, 7 millones n'Asia, 9 millones nel Oriente Mediu (países árabes) y 30 millones n'Europa.
Los inmigrantes constitúin un grupu vulnerable al que non yá son violaos los sos derechos como trabayadores sinón como seres humanos: éstos son materia y mercancía de les redes de tráficu de persones. 
Trátase de persones ta directamente rellacionada cola discriminación tantu racial como étnica, sexual y de xéneru. Estes persones, víctimes de discriminación, suelen pertenecer a los segmentos más probes de la sociedá y, sicasí, les estratexes de llucha contra la probeza escasamente enceten el venceyu ente esti fenómenu y la discriminación sistemática. Amás, como se-yos niega la igualdá d'oportunidaes, la igualdá de tratu y la dignidá nel trabayu conviértense tamién en víctimes de discriminación n'otres esferes. 
Sicasí, nel marcu de la ONU fixéronse distintos esfuerzos inclusive enantes del conveniu de 1949, que busquen compensar esta práctica. Una importante disposición atopar nel artículu 4º de la Declaración Universal de los Derechos Humanos, qu'afirma: “naide va tar sometíu a esclavitú nin a servidume; la esclavitú y tratar d'esclavos tán prohibíes en toles sos formes”. 
Sicasí, anguaño nun esisten soluciones fáciles a tratar de persones, pero la so magnitú rique, d'acordies con munchos, l'adopción de midíes inmediates. Pa combatir el fenómenu seríen necesarios enfoques integrales, interdisciplinarios y de llargu plazu que dexaren encetar tolos aspeutos del ciclu de tratar y reconocer implícitamente les relación ente tratar de persones, la migración, el racismu y la discriminación racial. Dende'l puntu de vista de dellos humanistes, la lluches contra esta práctica non yá ye deber de los gobiernos, sinón que ye responsabilidá de toos. Dende esti enfoque, empreses, organizaciones de empleadores y trabayadores y les víctimes d'esta discriminación y les sos asociaciones, tien interés y un papel que desempeñar a la d'aumentar esfuerzos contra esti fenómenu.
Alto Comisionado de les Naciones Xuníes pa los Derechos Humanos (ACNUDH)
Organización Internacional del Trabayu (OIT)
Fondu de les naciones Xuníes pa la Infancia (UNICEF)
Oficina de les Naciones Xuníes contra la Droga y el Delitu
Día Internacional pa la Eliminación Total de les Armes Nucleares
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara'l 26 de setiembre Día Internacional pa la Eliminación Total de les Armes Nucleares.
El 5 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/32 "declara'l 26 de setiembre Día Internacional pa la Eliminación Total de les Armes Nucleares, dedicáu a la promoción d'esti oxetivu, ente otres coses al traviés del aumentu de la conciencia y les conocencies del públicu respectu de l'amenaza que representen pa la humanidá les armes nucleares y la necesidá de la so eliminación total, con cuenta de movilizar esfuerzos internacionales p'algamar l'oxetivu común d'un mundu llibre d'armes nucleares".
Carpeta de prensa
Día Internacional pa la Erradicación de la Fístula Obstétrica
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 23 de mayu Día Internacional pa la Erradicación de la Fístula Obstétrica.
En 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/147 proclamó'l 23 de mayu Día Internacional pa la Erradicación de la Fístula Obstétrica. "L'Asamblea Xeneral llapada a la comunidá internacional a usar tolos años el día internacional pa crear conciencia ya intensificar de manera significativa les midíes empobinaes a erradicar la fístula obstétrica".
Día Internacional pa la Erradicación de la Probeza
El Día internacional pa la erradicación de la probeza celébrase cada añu'l 17 d'ochobre. Foi reconocíu por Naciones Xuníes en 1992, pero la primer celebración de dichu día tuvo llugar en París, Francia en 1987, cuando más de 100.000 persones axuntar na plaza del Trocadero pa manifestase a favor de los Derechos humanos y la llibertá n'honor a les víctimes de la probeza, la fame, la violencia y el mieu. La convocatoria foi entamada por Joseph Wresinski, fundador del Movimientu Internacional ATD Cuartu Mundu.
El Día Internacional pa la Erradicación de la Probeza foi reparáu cada añu, a partir de 1993, dende la so declaración pola Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes (resolvimientu 47/196), col propósitu de promover mayor concencia sobre les necesidaes pa erradicar la probeza y la indigencia en tolos paísessobremanera nos países en desenvolvimientu - necesidá que se convirtió nuna de les prioridaes del desenvolvimientu.
Na Cume del Mileniu, el xefes d'estáu y de gobiernu, comprometer a amenorgar a la metá, hasta l'añu 2015, el porcentaxe de les persones que viven na indigencia - que los sos ingresos sían inferiores a $1 dólar per día.
El 17 d'ochobre presenta una oportunidá pa reconocer l'esfuerzu y la llucha de les persones que viven na probeza, la posibilidá de faer oyer les sos esmoliciones y un momentu pa reconocer que los probes son los primeres en lluchar contra la probeza. La participación de les persones que viven na probeza ye fundamental a la celebración del Día dende'l so empiezu. La conmemoración del 17 d'ochobre tamién reflexa la voluntá de les persones que viven na probeza pa utilizar la so esperiencia pa contribuyir a la erradicación de la probeza. 
El 22 d'avientu de 1992 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 47/196 decide declarar el 17 d'ochobre Día Internacional pa la Erradicación de la Probeza.
La erradicación de la probeza ye unu de los mayores retos globales con que s'enfrenta anguaño'l mundusobremanera en África y nos países subdesendolcaos.
El númberu de persones que viven na probeza ye más eleváu que lo envalorao enantes, y que les actuales crisis financiera y d'inseguridá alimentaria, según la imprevisibilidad de los precios de la enerxía, pueden entrañar riesgos considerables pal llogru de los oxetivos de desenvolvimientu conveníos internacionalmente, incluyíos los Oxetivos de Desenvolvimientu del Mileniu.
Dempués del Primer Deceniu de les Naciones Xuníes pa la Erradicación de la Probeza (1997-2006) y trescurriendo la metá del plazu previstu p'algamar los Oxetivos de Desenvolvimientu del Mileniu en 2015, magar en delles rexones hubo progresos nel amenorgamientu de la probeza, esos progresos nun fueron uniformes y en dellos países sigue aumentando'l númberu de persones que viven na probeza, y les muyeres y los neños constitúin la mayoría de los grupos más afectaos, especialmente nos países menos adelantraos y en particular nel África subsaḥariana.
L'oxetivu del segundu Deceniu ye sofitar, de manera eficiente y coordinada, el siguimientu de la consecución de los oxetivos de desenvolvimientu conveníos internacionalmente relativos a la erradicación de la probeza, incluyíos los Oxetivos de Desenvolvimientu del Mileniu. Destácase la importancia de reforzar los enclinos positivos nel amenorgamientu de la probeza en dellos países y ampliar esos enclinos en beneficiu de la población del mundu enteru. La proclamación reconoz la importancia de movilizar los recursos financieros pal desenvolvimientu a nivel nacional ya internacional, y reconoz que la crecedera económica sosteníu, sofitáu por una productividá creciente y una redolada favorable, incluyida la inversión privada y la capacidá empresarial ye fundamental pal aumentu de los niveles de vida.
La resolvimientu 63/230 de fecha 19 d'avientu de 2008 sobre'l Segundu Deceniu de les Naciones Xuníes pa la Erradicación de la Probeza (2008-2017) considera que la tema del Segundu Deceniu tendrá de ser «Plenu empléu y trabayu decente pa toos». El resolvimientu pide una respuesta de tol sistema de les Naciones Xuníes más coherente ya integrada.
Día Internacional pa la Prevención de la Esplotación del Mediu Ambiente na Guerra y los Conflictos Armaos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara'l 6 de payares de cada añu Día Internacional pa la Prevención de la Esplotación del Mediu Ambiente na Guerra y los Conflictos Armaos.
El 5 de payares de 2001 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 56/4 declara'l 6 de payares de cada añu Día Internacional pa la Prevención de la Esplotación del Mediu Ambiente na Guerra y los Conflictos Armaos.
Día Internacional pal Amenorgamientu de los Desastres
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decidió designar el 13 d'ochobre Día Internacional pal Amenorgamientu de los Desastres.
El 22 d'avientu de 1989 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 24/236 "decide designar el segundu miércoles de ochobre como Día Internacional pal Amenorgamientu de los Desastres Naturales, que la comunidá internacional va reparar tolos años mientres el Deceniu de manera acorde colos sos oxetivos y metes".
El 21 d'avientu de 2001 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 56/195 "decide siguir reparando añalmente, el segundu miércoles de ochobre, el Día Internacional pal Amenorgamientu de los Desastres Naturales como mediu de promover una cultura mundial d'amenorgamientu de los desastres naturales qu'entienda la prevención, la mitigación y la preparación".
El 21 d'avientu de 2009 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 64/200 "decide designar el 13 d'ochobre como fecha pa conmemorar el Día Internacional pal Amenorgamientu de los Desastres".
Estratexa Internacional d'Amenorgamientu de Desastres (UNISDR)
Secretaría de les Naciones Xuníes
Otros mensaxes
Día Internacional pa la Tolerancia
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes convida a los a qu'el 16 de payares de cada añu reparen el Día Internacional pa la Tolerancia.
El 12 d'avientu de 1996, na 82 sesión plenaria, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 51/95 "convida a los a qu'el 16 de payares de cada añu reparen el Día Internacional pa la Tolerancia con actividaes fayadices empobinaes tantu a los centros d'enseñanza como al públicu polo xeneral". 
Oficina del Altu Comisionado pa los Derechos Humanos
Día Internacional pa Poner Fin a la Impunidá de los Crímenes contra Periodistes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 2 de payares Día Internacional pa Poner Fin a la Impunidá de los Crímenes contra Periodistes.
El 18 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/163 decidió proclamar el 2 de payares Día Internacional pa Poner Fin a la Impunidá de los Crímenes contra Periodistes.
Día Internacional Ensin Dietes
El Día Internacional Ensin Dietes (n'inglés "International Non Diet Day", o INDD originariamente) ye una celebración añal de l'aceptación del cuerpu humanu y de la diversidá de les sos formes. Tamién ta dedicáu a llamar l'atención y recordar los peligros de dellos réximes dietéticos esaxeraos.
El día "ensin dietes" celébrase'l 6 de mayu y el so símbolu ye una cinta de color azul claro, similar al que s'usa, en colloráu, nel día contra'l sida.
El conceutu surdió en 1992, cuando la feminista británica Mary Evans Young decidió lluchar contra la industria de productos dietéticos y sollertar al mundu sobre los peligros de la anorexa nerviosa y otros desordes alimenticios.
Pa ello, M. Evans Young llamó l'atención de los medios de comunicación locales col eslogan "La gorda devuelve'l mordigañu" ("Fat Woman Bites Back").
Nuna entrevista pa la televisión, "alcordó" al pie de l'audiencia celebrar el "Día Internacional Ensin Dietes" el 6 de mayu. Mary Evans escoyó esi día pola cercanía cola fecha de la entrevista namá.
Tres esa entrevista, grupos feministes del Reinu Xuníu celebraron el INDD, y según pasaron los años, otros grupos en distintos países empezaron a celebrar esti día tamién, ente ellos Estaos Xuníos, Canadá, Australia, Nueva Zelanda, India y Israel.
Día Marítimu Mundial
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l cuartu xueves de setiembre Día Marítimu Mundial.
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó que'l cuartu xueves de setiembre de cada añu celebre'l Día Marítimu Mundial.
Día Meteorolóxicu Mundial
El 23 de marzu de cada añu celebrará'l Día Meteorolóxicu Mundial.
Día Mundial contra'l Cáncer
La Organización Mundial de la Salú, el Centro Internacional d'Investigaciones sobre'l Cáncer (CIIC) y la Unión Internacional escontra'l Cáncer (UICC) reparen el 4 de febreru de cada añu como'l Día Mundial escontra'l Cáncer.
Día Mundial contra'l Trabayu Infantil
La Organización Internacional del Trabayu (OIT) instituyó el 12 de xunu Día Mundial escontra'l Trabayu Infantil.
En 2002 la Organización Internacional del Trabayu (OIT) instituyó el 12 de xunu Día Mundial escontra'l Trabayu Infantil.
Fondu de les Naciones Xuníes pa la Infancia (UNICEF)
Multimedia
Celebraciones rellacionaes
Día Mundial contra la Neumonía
La Coalición Mundial contra la Neumonía Infantil entama'l Día Mundial contra la Neumonía el 12 de payares.
Día Mundial escontra la Trata de Persones
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 30 de xunetu Día Mundial escontra la trata de Persones.
El 18 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/192 decide designar el 30 de xunetu Día Mundial escontra la trata de Persones.
Día Mundial d'Acción pa la Supervivencia Infantil
Save the Children entama'l 23 d'ochobre el Día Mundial d'Acción pa la Supervivencia Infantil.
Día Mundial de Concienciación sobre l'Autismu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 2 d'abril Día Mundial de Concienciación sobre l'Autismu.
El 18 d'avientu de 2007 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 62/139 "decide designar el 2 d'abril Día Mundial de Concienciación sobre l'Autismu, que se va reparar tolos años a partir de 2008".
Documentos importantes
Díes internacionales
Día Mundial de la Ciencia pa la Paz y el Desarrollu
La Conferencia Xeneral de la Unesco decide proclamar el día 10 de payares Día Mundial de la Ciencia pa la Paz y el Desarrollu.
El 2 de payares de 2001 la Conferencia Xeneral de la Unesco na Resolución 31C/20 decide proclamar el día 10 de payares Día Mundial de la Ciencia pa la Paz y el Desarrollu.
Naciones Xuníes
Día Mundial de la Cruz Roja
El 8 de mayu celebramos el Día Mundial de la Cruz Roja y de la Media Lluna Colorada, fecha de nacencia de Henry Dunant, fundador de la Cruz Roja.
Día Mundial de la Diabetes
El Día Mundial de la Diabetes ye un día de campaña de concienciación alrodiu de la diabetes y tien llugar cada añu'l 14 de payares. Más de 60 países xunir a esta campaña y llogróse que distintos monumentos nel mundu, sían allumaos d'azul nesta fecha en señal d'esperanza pa les persones que viven con esti carecimientu y por quien tienen el riesgu de desenvolvelo.
Foi instauráu en 1991 pola Federación Internacional de Diabetes (FID) y la Organización Mundial de la Salú (OMS) como respuesta a l'alza de diagnósticos d'esta enfermedá. y el so oxetivu ye educar alrodiu de la prevención de la diabetes y el bon manexu de la mesma, según les enfermedaes rellacionaes a ella y la calidá de vida que puede llograse col so bon manexu.
Escoyóse esta fecha por ser el natalicio de Frederick Grant Banting, quien xuntu a Charles Best afayó la insulina, que'l so descubrimientu dexó que la diabetes pasara de ser una enfermedá mortal a una enfermedá controlable. 
Celebrar con distintes actividaes, como caminaes, plátiques y ruedes de prensa ente munches otres, siguiendo una temática añal del 2004 al 2006. Sicasí a partir del 2007 decidió estendese el tiempu de cada temática pa llograr un meyor espardimientu del mesmu.
A partir del 2006, la Organización de les Naciones Xuníes declarar como un día oficial de la salú pa faer notar qu'esta enfermedá ye una prioridá nes temes rellacionaes a la salú y empieza a celebralo nel 2007. Este mesmu añu establez un logotipu oficial, un círculu azul del tonu de la bandera de la Organización de les Naciones Xuníes, que la so forma en munches cultures representa vida y salú.
La importancia d'esti eventu anicia en que se calcula que na actualidá hai aprosimao 350 millones de persones con esta enfermedá y calcúlase que cada añu más de 3 millones de persones que viven con diabetes, finen por causa d'enfermedaes rellacionaes; d'ende'l so enfoque na educación avera del diagnósticu a tiempu y el bon manexu de la diabetes.
El 20 d'avientu de 2006 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 61/225 "decide designar el 14 de payares, actual Día Mundial de la Diabetes, día de les Naciones Xuníes dedicáu a esta cuestión, que se va reparar tolos años a partir de 2007".
Día Mundial de la Diversidá Cultural pal Diálogu y el Desenvolvimientu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 21 de mayu Día Mundial de la Diversidá Cultural pal Diálogu y el Desenvolvimientu.
El 20 d'avientu de 2002, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 57/249 proclamó'l 21 de mayu Día Mundial de la Diversidá Cultural pal Diálogu y el Desenvolvimientu. "El 21 de mayu de cada añu conmemoramos el Día Mundial de la Diversidá Cultural pal Diálogu y el Desenvolvimientu. Esta celebración ayúdanos a entender el valor de la diversidá cultural y a ameyorar la convivencia".
Alianza de Civilizaciones de les Naciones Xuníes
Día Mundial de la Enfermedá Pulmonar Obstructiva Crónica (EPOC)
La Iniciativa Mundial contra la Enfermedá Pulmonar Obstructiva Crónica (GOLD) entama añalmente'l Día Mundial de la Enfermedá Pulmonar Obstructiva Crónica (EPOC) el segundu o tercer miércoles de payares.
La Iniciativa Mundial contra la Enfermedá Pulmonar Obstructiva Crónica (GOLD) entama'l Día Mundial de la Enfermedá Pulmonar Obstructiva Crónica (EPOC) el segundu o tercer miércoles de payares.
Día Mundial de la Esclerosis Múltiple
La Federación Internacional d'Esclerosis Múltiple declaró l'últimu miércoles de mayu Día Mundial de la Esclerosis Múltiple.
La Federación Internacional d'Esclerosis Múltiple declaró l'últimu miércoles de mayu Día Mundial de la Esclerosis Múltiple. "El Día Mundial de la EM axunta a la comunidá internacional de EM col fin de compartir esperiencies, concenciar y faer campaña con y pa toos aquellos afectaos pola EM.El Día Mundial de la EM ye la única campaña de concientización de la EM a nivel global. Cada añu, el movimientu de la EM xunir p'apurrir al públicu información sobre la EM y pa xenerar concientización sobre cómo afecta la vida de más de dos millones de persones en tol mundu".
Día Mundial de la Estadística
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 20 d'ochobre Día Mundial de la Estadística, la Comisión d'Estadística encamentó que Día Mundial de la Estadística tien de ser reparáu cada cinco años.
Día Mundial de la Filosofía
La Conferencia Xeneral de la Unesco proclama'l Día Mundial de la Filosofía que se va celebrar cada tercer xueves del mes de payares de cada añu.
El 29 de xunetu de 2005 la Conferencia Xeneral de la Unesco na Resolvimientu 33C/45 proclama'l Día Mundial de la Filosofía que se va celebrar cada tercer xueves del mes de payares de cada añu.
Unvia un mensaxe al futuru cola nuesa cápsula del tiempu 
Día Mundial de la Hixene de les Manes
Cada 5 de mayu reparar el Día Mundial de la Hixene de les Manes.
Día Mundial de la Hipertensión
El 17 de mayu celébrase'l Día Mundial de la Hipertensión.
El 17 de mayu celébrase'l Día Mundial de la Hipertensión. "Solo una de cada cinco persones con hipertensión n'América Llatina y el Caribe consigue caltener la so presión arterial per debaxo de 140/90. Nel Día Mundial de la Hipertensión esti 17 de mayu la Organización Panamericana de la Salú/Organización Mundial de la Salú (OPS/OMS) pide dar más atención al control d'esti factor qu'aumenta'l riesgu de sufrir una enfermedá del corazón".
Día Mundial de la Lleche
La Organización de les Naciones Xuníes pa l'Agricultura y l'Alimentación (FAO) proclamó'l 1 de xunu Día Mundial de la Lleche.
La Organización de les Naciones Xuníes pa l'Agricultura y l'Alimentación (FAO) proclamó'l 1 de xunu Día Mundial de la Lleche. "Munchos países conmemoraron el Día Mundial de la Lleche dende'l 1 de Xunu de 2001, fecha en que se celebró per primer vegada, y el so númberu va n'aumentu".
Día Mundial de la Lleche Escolar
El Día Mundial de la Lleche Escolar ye celebráu'l postreru miércoles de setiembre.
El Día Mundial de la Lleche Escolar ye celebráu'l postreru miércoles de setiembre. El fin de mes foi escoyíu yá que ye un día d'escuela na mayoría de los países.
Descargar les mázcares de siguío. Colorear. Cortar polos cantos. Faer dos furacos y poner un filo o un elásticu. Mugir o balar.
Día Mundial de la Llingua Árabe
El Consejo Executivu de la Unesco convida a la Direutora Xeneral a promover la celebración del Día Mundial de la Llingua Árabe el 18 d'avientu de cada añu.
El 18 de payares de 2012 el Consejo Executivu de la Unesco na Decisión 190 EX/48 "acoyendo con prestu la decisión anunciada'l 19 de febreru de 2010 nel documentu OBV/853-PI-1926 publicáu pol Departamentu d'Información Pública de les Naciones Xuníes, referente a la celebración de díes mundiales pa los seis llingües oficiales de les Naciones Xuníes, nel que se designa'l 18 d'avientu Día Mundial de la Llingua Árabe. Convida a la Direutora Xeneral a promover la celebración del Día Mundial de la Llingua Árabe el 18 d'avientu de cada añu como unu de los díes mundiales celebraos pola UNESCO, quedando entendíu qu'ello non entrañará repercusión financiera dalguna pal Presupuestu Ordinariu de la Organización".
Recursos adicionales
Día Mundial de la Metroloxía
El 20 de mayu ye'l Día Mundial de la Metroloxía, en conmemoración del aniversariu de la firma de la Convención del Metro en 1875.
Día Mundial de la Naturaleza
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 3 de marzu Día Mundial de la Naturaleza.
El 20 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/205 "decide proclamar el 3 de marzu, día de l'aprobación de la Convención sobre'l Comerciu Internacional d'Especies Amenaciaes de Fauna y Flora Monteses, Día Mundial de la Naturaleza".
Día Mundial de la Poliomielitis
El Rotary International estableció'l 24 d'ochobre el Día Mundial de la Poliomielitis.
Día Mundial de la Propiedá Intelectual
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes instauró'l 26 d'abril, Día Mundial de la Propiedá Intelectual.
Nel añu 2000 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes instauró'l 26 d'abril, Día Mundial de la Propiedá Intelectual.
La propiedá intelectual ye un conceutu que tamién xenera discutinios. Nesti sentíu, diverses organizaciones aprovechen el Día Mundial de la Propiedá Intelectual pa llamar l'atención sobre los efectos sociales negativos de promover una celebración d'esta naturaleza. 
La necesidá de modificar les lleis, flexibilizales y promover más llimitaciones y esceiciones al sistema de derechos d'autor tamién formen parte de l'axenda de quien proponen aldericar la celebración d'esta xornada. Richard Stallman, unu de los hackers más críticos del conceutu de propiedá intelectual llamó en 2011 a celebrar el 26 d'abril como'l día mundial pa compartir archivos (filesharing pol so nome n'inglés).
Día Mundial de la Psoriasis
El Día Mundial de la Psoriasis ye una xornada dedicada especialmente a les persones con psoriasis y artritis psoriásica. 
El 30 de mayu de 2013 la 67.ª Asamblea Mundial de la Salú na Resolvimientu EB133.R2 "afala a los Estaos Miembros a que s'arreyen n'actividaes de promoción p'aumentar la concienciación alrodiu de la psoriasis, con cuenta de combatir la estigmatización d'estos enfermossobremanera per aciu actividaes esplegaes el 29 d'ochobre de cada añu nos Estaos Miembros".
Día Mundial de la Rabia
Cada añu'l 28 de setiembre celébrase'l Día Mundial de la Rabia. La fecha correspuende al aniversariu del fallecimientu de Louis Pasteur, quien desenvolvió la primer vacuna contra esta enfermedá.
La rabia ye una enfermedá infeiciosa viral del sistema nerviosu central, que provoca la encefalitis aguda. Esti virus ataca a los mamíferos domésticu y selvaxe, lo qu'inclúi al home. Atopar nes secreciones de los animales infectar y tresmitir al home por una taragañada o si ésti tien dalguna corte na piel, que faiga contactu cola cuspia del animal enfermu.
El tratamientu inmediatu torga'l desenvolvimientu de los síntomes. Ye recomendable llavar la ferida con agua y xabón, ensin rallar, y allegar a un centru hospitalariu.
Cada añu muerren aprosimao 55 mil persones por esa causa, lo cual ye sinónimu d'un fallecimientu cada 10 minutos.
Dende'l 2007 l'Alianza pal Control de la Rabia (ARC) y los Centros pal Control y la Prevención d'Enfermedaes de los Estaos Xuníos (CDC) poles sos sigles n'inglés, patrocinen esta conmemoración, coles mires d'educar a la población sobre los riesgos de la enfermedá, ameyorar la prevención y control nos humanos y esaniciar la tresmisión de la rabia canina. Amás, plantégase la necesidá d'una profilaxis post-esposición.
Diséñense materiales educativos escolares, seminarios. Realícense actividaes empobinaes a veterinarios y población polo xeneral, concursos, ente otres acciones.
La ARC y l'Organización Panamericana de la Salú http://www.paho.org/hq/index.php?lang=ye, al traviés de PANFTOSA http://www.paho.org/panaftosa/ (Centru Panamericanu de Fiebre Aftoso/Salú Pública Veterinaria), auspician un Concursu n'América Llatina y el Caribe, que sirve de motivación a gobiernos, servicios de salú, universidaes, comunidaes o persones individuales, rellacionaos con campañes de llucha contra la rabia.
Los perros, tresmisores de la Rabia, son la mascota más querida de millones de persones
Según datos estadísticos de los CDC la rabia provoca más de 55 mil muertes añales a nivel mundial, de les cualos el 95 per cientu asoceden n'África y Asia, lo qu'implica una muerte cada 10 minutos. Ente'l 30 y 60 per cientu son menores de 15 años, víctimes de mordedures de perros.
Cada añu'l 28 de setiembre celébrase'l Día Mundial de la Rabia.
Día Mundial de la Radio
La Conferencia Xeneral de la Unesco proclama'l 13 de febreru Día Mundial de la Radio. 
El 19 d'ochobre de 2011 la Conferencia Xeneral de la Unesco na Resolvimientu 36 C/63 proclama'l 13 de febreru Día Mundial de la Radio, día en que les Naciones Xuníes crearon la Radio de les Naciones Xuníes en 1946. La propuesta inicial foi presentada pola Delegación Permanente d'España ante la UNESCO.
La ONU sofita oficialmente'l Día Mundial de la Radio:
El 14 de xineru de 2013, l'Asamblea Xeneral aprobó formalmente la proclamación de la UNESCO del Día Mundial de la Radio. Nel so 67.a xunta, l'Asamblea Xeneral de la ONU aprobó'l resolvimientu adoptáu mientres la 36 ª xunta de la Conferencia Xeneral de la UNESCO proclamó 13 de febreru, día de la creación de la radio de les Naciones Xuníes en 1946, como'l Día Mundial de la Radio. La iniciativa partío nuevamente del Reinu d'España, per aciu propuesta de la Misión Permanente d'España nes Naciones Xuníes. 
- See more at: http://www.unesco.org/new/ye/unesco/events/prizes-and-celebrations/celebrations/international-days/world-radio-day-2014/about-world-radio-day/un-endorses-world-radio-day/#sthash.xxjgmDIS.dpuf
La idea d'establecer el Día Mundial de la Radio naz del presidente de la Academia Española de la Radio, Jorge Álvarez, qu'en xineru de 2008 solicita la instauración d'esta celebración al Direutor Xeneral de la UNESCO, Koichirō Matsuura. Sería en payares de 2011 cuando finalmente la 36 Conferencia Xeneral de la UNESCO proclamaría'l Día Mundial de la Radio, a propuesta formal del Gobiernu d'España al traviés del Embaxador Permanente d'España, Ion de la Riva. En 2012 l'Academia Española de la Radio impulsa la creación del Comité Internacional del Día Mundial de la Radio pa promover les celebraciones añales d'esti día y asina contribuyir al prestíu d'esti mediu de comunicación en tou.
/ Documentos oficiales del Día Mundial de la Radio .
 Comité Internacional de la Radio
Día Mundial de la Salú
En 1948, la Primer Asamblea Mundial de la Salú propunxo que s'estableciera un «Día Mundial de la Salú» pa conmemorar la fundación de la Organización Mundial de la Salú. Dende 1950, el "Día Mundial de la Salú" vien celebrándose cada 7 d'abril. Tolos años escoyer pa esa xornada una tema de salú específicu con cuenta de destacar una área prioritaria d'interés pa la OMS.
En 2013, la OMS escoyó la hipertensión como tema d'interés pa la salú pública realizando un llamamientu pa realizar mayores esfuerzos na prevención y control d'esta enfermedá qu'afecta a cerca de 1000 millones de persones en tol mundu.
L'oxetivu del Día Mundial de la Salú 2013 ye amenorgar el númberu d'infartos de miocardiu y accidentes cerebrovasculares. En concretu, les metes específiques de la campaña son promover tomar de conciencia sobre les causes y les consecuencies de la hipertensión, según, animar a la población a modificar los comportamientos y vezos que pueden provocala:
Mientres el sieglu XV, la esperanza de vida aumentó tan acusadamente que nel mundu llueu se van cuntar más persones d'edá que neños. El calendariu de la población rexístrase peruquier, pero ye nos países menos adelantraos onde se percibe un cambéu más rápidu. Esi tresformamientu social presenta al empar problemes y oportunidaes. En particular, en dellos países va disponese solo del ralu d'una xeneración pa preparar los sistemes de salú y d'inseguridá social pa un mundu qu'avieya. OMS. Día Mundial de la Salú - 7 d'abril de 2012. Avieyamientu y salú
El Día Mundial de la Salú 2011 ta dedicáu a la resistencia a los antimicrobianos, una amenaza pa l'atención de los pacientes y el control de les enfermedaes en tol mundu. La resistencia a los antimicrobianos. Salú 2011 pretende espertar la conciencia sobre los factores que contribúin a la resistencia a los antimicrobianos, construyir el compromisu p'atopar soluciones de la salú humana foi'l descubrimientu de los antimicrobianos, que solliviaron el sufrimientu y salváu miles de millones de vides a lo llargo de los postreros atopen los antibióticos, dellos axentes quimioterapéuticos, los antifúngicos, los antiparasitarios y los antivíricos. 
La resistencia a los antimicrobianos (o farmacorresistencia) produzse cuando los microorganismos, sían bacteries, virus, hongos o parásitos, sufren cambeos que faen que les melecines utilizaes pa curar les infecciones dexen de ser eficaces. Los microorganismos resistentes a la mayoría de los antimicrobianos conócense como ultrarresistentes. El fenómenu ye bien esmolecedor porque les infecciones por microorganismos resistentes pueden causar la muerte del paciente, tresmitise a otres a les ciudaes pa buscar una vida meyor, la urbanización puede tener munches consecuencies negatives pa la salú y el bienestar humanu. La crecedera urbana y l'aumentu de la densidá crean presiones pa los servicios básicos y enzanquen la xera de los gobiernos de satisfaer les necesidaes de los sos habitantes. La manera de vida urbanu tien un costo pa la salú porque la xente amenorga l'actividá física y consume alimentos procesaos con munches caloríes y menos frutes y verduras fresques. La vida nes ciudaes de crecedera rápida y mal planiaes aumenta la vulnerabilidá de la xente a dellos riesgos:
Día Mundial de la Salú Dixestiva
La Organización Mundial de Gastroenteroloxía proclamó'l 29 de mayu Día Mundial de la Salú Dixestiva.
Día Mundial de la Seguridá y Salú nel Trabayu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó al 28 d'abril Día Mundial de la Seguridá y Salú nel Trabayu.
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 28 d'abril Día Mundial de la Seguridá y Salú nel Trabayu.
L'usu de productos químicos nel trabayu
Prevención de les enfermedaes profesionales
Empleos ecolóxicos
Seguridá y salú nel trabayu
Día Mundial de la Sorrisa
El Día Mundial de la Sorrisa o Día de la Sorrisa celébrase cada añu'l primer vienres del mes d'ochobre.
La idea surdió de Harvey Ball, artista comercial, ceador de la Smiley Face.
Dende 1999 que Harvey impulsó la idea de celebrar, cada primer vienres d'ochobre, el día de la sorrisa.
Nel añu 2001, el ceador de la "Smiley Face" finó pero creóse la "Harvey Ball World Smile Foundation", n'honor al diseñador. A partir d'esi añu la fundación ye patrocinadora del Día Mundial de la Sorrisa.
Cada añu recáldense fondos pa obres de caridá. Foméntase l'allegría y bones obres en tol mundu, tamién que per un día, a lo menos, síamos atentos con tol mundu p'arimalos.
Día Mundial de la Televisión
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 21 de payares Día Mundial de la Televisión. El Día de la Televisión ye una efeméride que se celebra en Méxicu, Perú, Chile, Paraguái, Arxentina, España, Colombia, Uruguái, Ecuador, Bolivia y Venezuela y en dellos otros llugares del mundu'l 21 de payares.
El 17 d'avientu de 1996 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 51/205 "decide proclamar el 21 de payares Día Mundial de la Televisión, en conmemoración de la fecha en que se celebró'l primer Foru Mundial de la Televisión. Convida a tolos Estaos Miembros a que reparen el Día Mundial de la Televisión promoviendo intercambios mundiales de programes de televisión centraossobremanera, en cuestiones como la paz, la seguridá, el desenvolvimientu económico y social y la promoción del intercambiu cultural".
Día Mundial de la Tuberculosis
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 24 de marzu Día Mundial de la Tuberculosis. Nesa fecha, en 1882, Robert Koch anuncia al mundu'l descubrimientu de la bacteria responsable de la tuberculosis, la "Mycobacterium tuberculosis".
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes celebra tolos años el 24 de marzu el Día Mundial de la Tuberculosis.
Día Mundial de la Visión
El segundu xueves del mes de ochobre celébrase'l Día Mundial de la Visión. 
El segundu xueves del mes de ochobre celébrase'l Día Mundial de la Visión.
10 datos sobre la ceguera y la discapacidá visualDatos y cifres 
Día Mundial de les Aves Migratories
El Día Mundial de les Aves Migratories ye un dedicáu a la celebración de les aves migratories y a la conciencia de caltenimientu ambiental. Celébrase añalmente la segunda fin de selmana de mayu. Esta campaña ta entamada por dos alcuerdos internacionales sobre vida montesa alministraos pol Programa de les Naciones Xuníes pal Mediu Ambiente, el Conveniu de Bonn y l'Alcuerdu pal Caltenimientu d'aves acuátiques migratories africanes-eurasiáticas AEWA.
Llanzáu en 2006, el Día Mundial de les Aves Migratories "ye una campaña de sensibilización que se celebra añalmente y tien como oxetivu inspirar el caltenimientu en tol mundu tantu de les aves migratories como de les sos hábitats".
Día Mundial de les Ciudaes
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 31 d'ochobre de cada añu Día Mundial de les Ciudaes.
El 27 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/239 "decide designar el 31 d'ochobre de cada añu, a partir de 2014, Día Mundial de les Ciudaes, convida a los Estaos, al sistema de les Naciones Xuníes, cuantimás al ONU-Hábitat, les organizaciones internacionales correspondientes, la sociedá civil y los demás comenenciudos pertinentes a celebrar el Día y fomentar la sensibilización al respeutu, y destaca que los costos de toles actividaes que pudieren derivase de la celebración del Día tienen de sufragase con cargu a contribuciones voluntaries".
Día Mundial de les Habilidaes de la Mocedá
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 15 de xunetu Día Mundial de les Habilidaes de la Mocedá. 
El 11 de payares de 2014 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu A/C.3/69/L.13/Rev.1 "reconociendo que'l fomentu de l'alquisición d'habilidaes polos mozos ameyoraría la so capacidá de tomar decisiones con conocencia de causa en relación cola vida y el trabayu y -yos empoderaría de manera que puedan aportar a los mercaos de trabayu n'evolución. Decide designar el 15 de xunetu Día Mundial de les Habilidaes de la Mocedá.
Día Mundial de les Madres y los Padres
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar el 1 de xunu Día Mundial de les Madres y los Padres.
El 17 de setiembre de 2012 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 66/292 "decide proclamar el 1 de xunu Día Mundial de les Madres y los Padres por que se repare añalmente n'honor de les madres y los padres en tol mundu".
Día Mundial de les Telecomunicaciones y la Sociedá de la Información
El 17 de mayu foi designáu como'l Día Mundial de les Telecomunicaciones y la Sociedá de la Información, onde realmente coinciden dos eventos, siendo unu'l Día Mundial de la Sociedá de la Información (World Information Society Day) y otru el Día Mundial de les Telecomunicaciones.
Dende 1969 la Unión Internacional de Telecomunicaciones el 17 de mayu de cada añu conmemora l'aniversariu de la firma del primer Conveniu Telegráficu Internacional y l'establecimientu de la Unión Internacional de Telecomunicaciones como Día Mundial de les Telecomunicaciones. La Unión Internacional de Telecomunicaciones (UIT) ye l'organismu especializáu de les Naciones Xuníes encargáu de regular les telecomunicaciones, a nivel internacional, ente les distintes alministraciones y empreses operadores.
Día Mundial de los Animales
El Día del Animal o Día Mundial de los Animales celébrase cada añu'l 29 d'abril.
Nesta fecha celebra la vida animal en cualesquier de les sos formes, y entámense eventos especiales alredor de tol mundu. Bendiciones a animales son realizaes n'ilesies, sinagogues y capellanes de los animales independientes en parques y campos.
Abelugos d'animales realicen eventos pa recaldar fondos y díes abiertos, grupos de vida selvaxe entamen esposiciones d'información, escueles tomen proyectos de trabayu rellacionaos colos animales ya individuos, y grupos d'amigos o compañeros de trabayu, donen a beneficencies d'animales, o se comprometen a patrocinar a un abelugu animal.
Foi instituyíu pa la celebración del Día Mundial del Animal en conmemoración de san Franciscu d'Asís, consideráu como'l primer humanu que se concibió a si mesmu en relación con toles coses creaes, y que consideraba, ensin importar la diferencia, que toos somos criatures de Dios incluyendo nesto tola realidá animada ya inanimada.
Nel añu 1929, el 4 d'ochobre foi declaráu Día Mundial de los Animales, por iniciativa de la Organización Mundial de Protección Animal en congresu celebráu en Viena.
En 1980 el papa Xuan Pablu II, declaró a san Franciscu d'Asís patronu de los animales y de los ecoloxistes, momentos a partir del cual esta celebración tomó más puxanza a nivel mundial, celebrándose en munchos países cola bendición de les mascotes».
En Arxentina celébrase'l 29 d'abril, n'alcordanza del fallecimientu en 1926 del que fuera presidente de la Sociedá Protectora d'Animales, el doctor Ignacio Lucas Albarracín.
El propósitu central d'esta fecha ye recordar la importancia de les otres especies animales con quien compartimos el planeta, quien les más de les vegaes son víctimes del nuesu egoísmu, sadismu y crueldá. Sicasí, al traviés de la educación y l'espardimientu de les actividaes d'el defensores de los animales, inténtase crear una nueva cultura del respetu y sensibilidá, na cual afortunadamente cada vegada más xente intenta na midida de les sos posibilidaes, faer d'esti mundu un sitiu más xustu pa toos.
Día Mundial de los Docentes
La Unesco proclamó'l 5 d'ochobre Día Mundial de los Docentes.
En 1994 la Unesco proclamó'l 5 d'ochobre Día Mundial de los Docentes.
Día Mundial de les Güelgues
El Día Mundial de les Güelgues celébrase'l 2 de febreru dende 1977, en conmemoración de la firma del Conveniu sobre les Güelgues en Ramsar, Irán, el 2 de febreru de 1971.
Esti conveniu ye'l primer tratáu nel planeta relativu al caltenimientu y l'usu racional de los güelgaes. La llista Ramsar inclúi —hasta 2013— 2167 sitios designaos cubriendo una superficie de 208 518 409 hai en 168 países.
La importancia de les güelgues mora en que son ecosistemes con gran diversidá biolóxica, reguladores del ciclu de l'agua y del clima, xeneradores de recursos hídricos pa suministru d'agua duce y constitúin zones d'usu p'actividaes humanes como'l turismu y la pesca. Les güelgues contribúin na regulación del ciclu de l'agua, nel control d'hinchentes y seques, na provisión d'agua y como abelugu de vida montesa.
Los tipos de güelgues incluyíes na llista son árees naturales de pacionales húmedos, turberes, banzaos, marismes, llagos, ríos, estuarios, deltes, baxos de marea, zones marines costeres, manglares, petones de coral, güeyos d'agua , y sitios artificiales como estanques piscícoles, arrozales, banzaos y salines. 
Día Mundial de los Océanos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes resuelve que, a partir de 2009, les Naciones Xuníes designen el 8 de xunu Día Mundial de los Océanos.
El 5 d'avientu de 2008 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 63/111 resuelve que, a partir de 2009, les Naciones Xuníes designen el 8 de xunu Día Mundial de los Océanos.
Díes, Años y Decenios
Día Mundial de los Primeros Auxilios
Sociedaes Nacionales de la Cruz Roja y de la Media Lluna Colorada de toes partes del mundu celebren el Día Mundial de los Primeros Auxilios, el segundu sábadu de setiembre.
Dende 2000, más y más Sociedaes Nacionales de la Cruz Roja y de la Media Lluna Colorada de toes partes del mundu celebren el Día Mundial de los Primeros Auxilios, el segundu sábadu de setiembre.
Día Mundial de los Refuxaos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide que, a partir del añu 2001, el día 20 de xunu sía'l Día Mundial de los Refuxaos.
El 4 d'avientu de 2000 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 55/76 decide que, a partir del añu 2001, el día 20 de xunu sía'l Día Mundial de los Refuxaos.
Día Mundial de Llucha contra la Desertificación y la Seca
La Asamblea Xeneral de Naciones Xuníes decide proclamar el 17 de xunu Día Mundial de Llucha contra la Desertificación y la Seca.
El 19 d'avientu de 1994 la Asamblea Xeneral de Naciones Xuníes na Resolvimientu 49/115 "decide proclamar el 17 de xunu Día Mundial de Llucha contra la Desertificación y la Seca, que se va celebrar a partir de 1995. Convida a tolos Estaos a que dediquen el Día Mundial a sensibilizar la opinión pública respectu d'esta tema per aciu la publicación y la proyección de documentales, la organización de conferencies, meses redondes, seminarios y esposiciones rellacionaes cola cooperación internacional pa lluchar contra la desertificación y los efectos de la seca, y l'aplicación de les disposiciones de la Convención de les Naciones Xuníes de llucha contra la desertificación nos países afectaos por seca grave o desertificaciónsobremanera n'África, y los sos anexos d'aplicación rexonal".
Día Mundial de Llucha contra la Desertificación 2014
Celebraciones y Conferencies rellacionaes
Día Mundial de Prevención del Embaranzu ensin Planiar n'Adolescentes
El Día Mundial de Prevención del Embaranzu ensin Planiar n'Adolescentes (DPEA) o World Contraception Day (WCD) ye una campaña educativa que tien como oxetivu principal crear conciencia ente los mozos por que conozan les distintes alternatives anticonceutives qu'esisten y puedan tomar decisiones informaes sobre'l so salú sexual y salú reproductiva, col fin de prevenir l'altu índiz d'embaranzos ensin planiar n'adolescentes qu'asoceden a nivel mundial.
El DPEA/WCD, que se celebra'l 26 de setiembre de cada añu, empezó en Llatinoamérica en 2003, cuando delles instituciones públicu y priváu d'Uruguái, esmolecíes pola prevención y l'educación, ente elles Bayer Schering Pharma, instauraron tal fecha como'l Día de la Prevención del Embaranzu ensin Planiar n'Adolescentes. En 2005 sumar a la celebración del día varios países d'América Llatina, y en 2007 Bayer Schering Pharma impulsó la iniciativa a nivel global cola celebración del World Contraception Day. 
Na actualidá'l DPEA/WCD ta rexistráu en dellos calendarios nacionales de países Llatinoamericanos como día oficial y cada añu la iniciativa crez más col sofitu de nueves organizaciones non gubernamentales.
Anguaño'l DPEA/WCD ye lideráu poles siguiente organizaciones internacionales, col patrociniu de Bayer: Fundación Panamericana pa la Salú y l'Educación (PAHEF), el Population Council, Marie Stopes Internacional, la Sociedá Europea d'Anticoncepción y Salú Reproductiva, Federación Internacional de Xinecoloxía Pediátrica y Adolescente, el Asia Pacific Council on Contraception, el Centru Llatinoamericanu Salú y Muyer, International Planned Parenthood Federation, la Fundación Alemana pa Población Mundial, la Axencia de los Estaos Xuníos pal Desenvolvimientu Internacional (USAID).
Día Mundial d'Amenorgamientu de Gastos Militares
El 12 d'abril ye'l Día Mundial d'Amenorgamientu de Gastos Militares. La fecha foi primeramente propuesta pola Oficina Internacional pola Paz (IPB pol so nome n'inglés) col fin de promover una conciencia común a los problemes causaos pol gasto militar, suxuriendo que nel so llugar esi dineru tendría d'usase pa promover el desenvolvimientu humanu. 
D'alcuerdu a la IPB, escribióse enforma avera del efectu del usu de armes en guerres, pero pocu avera del efectu sobre'l desenvolvimientu sostenible, que ye crucial, dende'l puntu de vista de les poblaciones, pa la seguridá al llargu plazu.
El IPB oldea l'altu nivel de los presupuestos militares — envaloraos pol Institutu Internacional d'Estudios pa la Paz d'Estocolmo como siendo del orde de los $1.339.000.000.000 de dólares a nivel mundial nel 2007 — con, por casu, la falla de cumplir los Oxetivos de Desenvolvimientu del Mileniu, suxuriendo que, polo xeneral, `"Estudios nos oríxenes de conflictos violentos atopen una miríada de factores, pero nun indiquen que construyendo un exércitu más grande ye la clave pa caltener un país llibre de la guerra. Ello ye que los fondos gastaos n'armes podríen esviar recursos de los desenvolvimientos sociales, políticos y económicos que podríen solucionar los raigaños de los conflictos".
Esos efectos negativos inclúin non solo los efectos directos de los dineros y recursos que son emplegaos nos sistemes armaos en llugar de ser emplegaos pal desenvolvimientu humanu, pero tamién los indirectos, acomuñaos colos efectos negativos na salú de los individuos resultante de la investigación, desenvolvimientu, creación y posterior yá sía usu o esmantelamientu d'esos sistemes, especialmente los biolóxicos, químicos y nucleares.
Como ye obviu, lo más un país invierta nel so exércitu lo menos que va tener pa gastar n'otros aspeutos cruciales, tales como infraestructura y educación. 
Nes palabres de Dwight D. Eisenhower: "Cada arma que se fabrica, cada barcu de guerra que ye comisionado, cada cohete que se dispara significa, a lo último, un robu a los que tienen fame y nun son alimentaos"
Día Mundial de Toma de Conciencia d'Abusu y Maltratu na Vieyera
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 15 de xunu Día Mundial de Toma de Conciencia d'Abusu y Maltratu na Vieyera .
El 19 d'avientu de 2011, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes, na Resolvimientu 66/127, "decide designar el 15 de xunu Día Mundial de Toma de Conciencia del Abusu y Maltratu na Vieyera y convida a los Estaos Miembros, les organizaciones del sistema de les Naciones Xuníes y otres organizaciones internacional y rexonal, según a la sociedá civil, incluyíes organizaciones non gubernamentales y particulares, a que lo reparen debidamente".
Día Mundial del Corazón
La Organización Panamericana de la Salú y la Organización Mundial de la Salú celebren el 29 de setiembre el Día Mundial del Corazón.
La Federación Mundial del Corazón col sofitu de la OMS y la UNESCO designo el día 29 de setiembre del 2000 como primer DÍA MUNDIAL DEL CORAZÓN. Esto obedez, a una estratexa pa poder tener la oportunismo de dar a conocer masivamente les enfermedaes cardiovasculares, la so prevención control y tratamientu. El 29 de setiembre del 2000, foi la primer vegada que se celebró, a nivel planetariu y de formaweqeq coordinada ente todos países.
En collaboración cola OMS, la Federación Mundial del Corazón entama en más de 100 países eventos qu'ayuden a faer concencia sobre los problemes cardiovasculares, esti tipu d'enfermedaes como l'infartu de miocardiu y l'accidente celebru vascular son desafortunadamente les más mortíferes del mundu, bastante ye que córtense el mundo 17,81 millones de vides al añu.
Día Mundial del Donante de Sangre
El 14 de xunu foi designáu pola Organización Mundial de la Salú como'l Día Mundial del Donante de Sangre.
La Asamblea Mundial de la Salú, que ye'l máximu órganu de decisión de la Organización Mundial de la Salú OMS, designó qu'el 14 de xunu de cada añu celebre'l Día Mundial del Donante de Sangre como amuesa de reconocencia y agradecimientu escontra los donantes de sangre de tol mundu.
La fecha conmemora la nacencia de Karl Landsteiner (Viena, Austria, 14 de xunu de 1868 – Nueva York, 26 de xunu de 1943), patólogu y biólogu austriacu, qu'afayó los Grupos sanguíneos ABO. El gran llogru de Landsteiner ye'l descubrimientu y tipificación de los grupos sanguíneos. Concedióse-y el nel añu 1930.
La Organización Mundial de la Salú OMS escoyó'l 14 de xunu como'l día dedicáu a reconocer a los millones de persones que, al donar sangre, salven vides y ameyoren la salú del prójimo.
Material de comunicación 
Información xeneral
País anfitrión en 2015 - China
Aliances
Día Mundial del Glaucoma
El 12 de marzu foi designáu como'l Día Mundial del Glaucoma.
El Día Mundial del Glaucoma celébrase'l 12 de marzu.
Día Mundial del Hábitat
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el primera llunes de ochobre de cada añu Día Mundial del Hábitat.
El 17 d'avientu de 1985 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 40/202 decide designar el primera llunes de ochobre de cada añu Día Mundial del Hábitat.
Día Mundial de la Llavadura de Manos
La Organización Panamericana de la Salú y la Organización Mundial de la Salú conviden a celebrar el 15 d'ochobre el Día Mundial de la Llavadura de Manos.
Día Mundial del Neñu Prematuru
La Organización Mundial de la Salú conmemora'l 17 de payares Día Mundial del Neñu Prematuru.
Día Mundial del Paludismu
La Asamblea Mundial de la Salú decidió conmemorar el 25 d'abril Día Mundial del Paludismu.
En mayu de 2007, la Asamblea Mundial de la Salú decidió conmemorar el 25 d'abril Día Mundial del Paludismu.
El Programa Mundial sobre Malaria
Reportaxes
Temes de salú
Día Mundial del Patrimoniu Audiovisual
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes cada añu'l 27 d'ochobre celebra'l Día Mundial del Patrimoniu Audiovisual.
En 2005 la Conferencia Xeneral de la Unesco, na so 33ª xunta, aprobó la Resolvimientu 33 C/53 pola que se proclamó'l
27 d'ochobre de cada añu Día Mundial del Patrimoniu Audiovisual pa conmemorar
l'aprobación na so 21ª xunta (1980), de la Encamientu sobre la Salvaguardia y el Caltenimientu de les Imaxes en Movimientu.
Día Mundial del Retrete
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 19 de payares Día Mundial del Retrete.
El 24 de xunetu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 67/291 "decide designar el 19 de payares Día Mundial del Retrete nel contestu de la iniciativa Saneamientu pa Toos", como parte d'una campaña de concienciación de la importancia del accesu sostenible al agua potable y a servicios básicos de saneamientu.
Día Mundial del Reñón
Cada segundu xueves de marzu (pa países del Conu Sur ye cada segundu Xueves de Mayu), "celebramos el Día Mundial del Reñón (WKD) pa llevantar conciencia sobre la enfermedá renal y resaltar la necesidá urxente d'actuar pa prevenir y tratar esta seria condición de salú".
Cada segundu xueves de marzu (pa países del Conu Sur ye cada segundu Xueves de Mayu), "celebramos el Día Mundial del Reñón (WKD) pa llevantar conciencia sobre la enfermedá renal y resaltar la necesidá urxente d'actuar pa prevenir y tratar esta seria condición de salú. La Campaña global foi conjuntamente entamada pola Sociedá Internacional de Nefroloxía (ISN) – poles sos sigles n'inglés- y la Federación Internacional de Fundaciones Renales (IFKF) - poles sos sigles n'inglés- dende 2006 y enfócase nuna tema específica cada añu".
Día Mundial del Suelu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 5 d'avientu Día Mundial del Suelu.
El 20 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 68/232 "decide designar el 5 d'avientu Día Mundial del Suelu y declarar 2015 Añu Internacional de los Suelos.
Día Mundial del Síndrome de Down
El Día del Síndrome de Down celébrase cada 21 de marzu.
El síndrome afayóse en 1959 como un desorde de cromosomes y ye una tema d'actualidá permanente al afectar nel día a día de forma bien variada nun ampliu rangu de persones en tol mundu. Calcúlase qu'unu de cada 733 ñácaros nacen con esti síndrome. Namái n'Estaos Xuníos hai más de 400.000 persones con esti síndrome.
La fecha foi escoyida pola Down Syndrome International una y bones el númberu ye significativu de la triplicación del vixésimu primer cromosoma (mes 3, día 21) La idea orixinal foi propuesta por Stylianos E. Antonarakis, médicu xenetista en Suiza y adoptáu por ART21, el so grupu de pacientes. Los primeros eventos ficiéronse en 2006 en Xinebra. 
(21 de marzu de 2012)
Día Mundial del Teatru
El Día Mundial del Teatru , foi creáu en 1961 pol Institutu Internacional del Teatru (ITI)
Celébrase añalmente'l 27 de marzu pelos Centros ITI y la comunidá teatral internacional. Dellos eventos teatrales nacionales ya internacionales son entamaos pa conmemorar esta ocasión. Unu de los más importantes ye la circulación del Mensaxe Internacional del Día Mundial del Teatru al traviés del cual, por invitación del ITI, una figura de talla mundial comparte les sos reflexones sobre la tema del Teatru y una Cultura de Paz".
Día Mundial del Turismu
El Día Mundial del Turismu celébrase cada añu'l 27 de setiembre.
En setiembre de 1979 la Asamblea Xeneral de la Organización Mundial del Turismu "decidió instituyir el Día Mundial del Turismu a partir del añu 1980. Esta fecha escoyer por coincidir con un finxu importante nel turismu mundial: l'aniversariu de l'aprobación de los Estatutos de l'abreviatura|OMT|Organización Mundial del Turismu}}el 27 de setiembre de 1970".
Organización Mundial del Turismu
Fiches temátiques de la OMT
Noticies
Organización Internacional del trabayu (OIT)
Día Mundial n'Alcordanza de les Víctimes d'Accidentes de Tráficu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes convida a los Estaos Miembros y a la comunidá internacional a reconocer el tercer domingu de payares de cada añu como Día Mundial n'alcordanza de les víctimes de los accidentes de tráficu
El 26 d'ochobre de 2005 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 60/5 "convida a los Estaos Miembros y a la comunidá internacional a reconocer el tercer domingu de payares de cada añu como Día Mundial n'alcordanza de les víctimes de los accidentes de tráficu, n'homenaxe de les víctimes d'accidentes de tráficu y les sos families".
Día Mundial pa la Prevención del Suicidiu
La Organización Mundial de la Salú celebra'l 10 de setiembre de cada añu'l Día Mundial pa la Prevención del Suicidiu.
Suicidiu_(Arxentina)#S.C3.ADmbolo 10 de Setiembre Día Nacional pa la Prevención del Suicidiu 
Mientres al añu 2010, l'equipu de profesionales del Programa de Prevención, Atención y Posvención del Suicidiu punxo en marcha un plan estratéxicu trienal pa promover l'allugamientu a nivel nacional de la problemática del suicidiu en neños y nuevos. 
Empecipiáronse les actividaes con un relevamiento de los trabayos realizaos na República Arxentina, y depués del analís d'estos, considérose primordial comprometer al Estáu dende los niveles parlamentarios pa empecipiar un camín d'instalación de la temática de les axendes publiques.
Ye asina que se constrúi'l proyectu de declaración '"10 de Setiembre Día Nacional de la Prevención del Suicidiu"' foi xestionáu nel parlamentu Nacional pola Diputada Maria Eugenia Bernal, pola Provincia de Jujuy. ye asina que cada añu celebra esti día en concordanza col Día Mundial.
N'Arxentina tómose como emblema'l Llazu Naranxa. 
Día Mundial Ensin Automóvil
El Día Mundial Ensin Automóvil (DMSA) foi orixinalmente una iniciativa pa desincentivar l'usu del automóvil, al ver qu'el so usu a gran escala ta produciendo daños nel medioambiente. En dicha xornada fai un llamáu a los ciudadanos a dexar esti mediu de tresporte per un día y probar nuevos medios de desplazamientu. Anque la idea yá venía d'años enantes, foi na década de 1990 cuando empezó a adoptase en delles ciudaes. Celébrase'l día 22 de setiembre, anque en dellos países varien tala fecha pa crear inclusive selmanes dedicaes a la tema.
A partir de la crisis petrolera de 1973 empiecen a apaecer les primeres idees pa desincentivar l'usu del automóvil y promover medios de tresporte más eficientes. Sicasí nun ye hasta ochobre de 1994 cuando s'entamen les primeres xornaes ensin automóviles.
Nun principiu les ciudaes de Reikiavik (Islandia), La Rochelle (Francia) y Bath (de Reinu Xuníu) tomaron la iniciativa d'aplicar el Día Ensin Automóvil. Y como campaña a nivel nacional, el primer país n'aplicalo foi Gran Bretaña en 1997.
Nel añu 2000 constitúyese como una iniciativa europea pola Comisión Europea. El mesmu añu tómase como día mundial ya impleméntase n'Europa estendiéndose les actividaes per una selmana ("selmana de la movilidá").
Anguaño Bogotá y Medellín (Colombia) tien la mayor celebración del Día Mundial Ensin Automóvil, estableciéndose al traviés d'un referéndum la prohibición de circular pela ciudá de cualesquier automóvil particular.
Al faer un llamáu a los ciudadanos a nun usar l'automóvil esti día espérase:
Día Mundial Ensin Tabacu
El Día Mundial Ensin Tabacu tien el propósitu de fomentar un periodu de 24 hores d'astinencia de toles formes de consumu de tabacu alredor del mundu. Celebrar en tol mundu'l 31 de mayu de cada añu.
Cada añu, el 31 de mayu, la OMS y los sos asociaos del mundu celebren el Día Mundial del non fumador dedicáu a resaltar los riesgos pa la salú acomuñaos al consumu de tabacu y promover polítiques eficaces p'amenorgar esi consumu. El consumu de tabacu ye la principal causa prevenible de fallecimientu nel mundu, y anguaño mata a unu de cada 10 adultos en tol mundu.
Principalmente son cuatro: 
Al fumar, non solo'l fumadores son afectaos, tamién son afectaos les persones más cercanes, los fumadores pasivos.
Más información sobre la campañaMagnitú del problema, oxetivos y llamamientu a l'acción 
Día Naranxa
XÚNITE, la campaña del Secretariu Xeneral de la ONU pa poner fin a la violencia contra les muyeres, proclama'l día 25 de cada mes como Día Naranxa.
En xunetu de 2013, la campaña XÚNITE pa poner fin a la violencia contra les muyeres, del Secretariu Xeneral de la Organización de les Naciones Xuníes, alministrada por ONU Muyeres, proclamó'l día 25 de cada mes como “Día Naranxa”: un día pa xenerar conciencia y prevenir la violencia escontra les muyeres y neñes.
Día Olímpicu
El Comité Olímpicu Internacional (COI) proclamó'l 23 de xunu Día Olímpicu.
Día pal Cero Discriminación
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 1 de marzu Día pal Cero Discriminación .
El 1 d'avientu de 2013 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l 1 de marzu Día pal Cero Discriminación.
Día pa la Eliminación de la Violencia Sexual nos Conflictos
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara'l 19 de xunu Día pa la Eliminación de la Violencia Sexual nos Conflictos, "col enfotu de xenerar conciencia al encetar esi flaxelu. El presidente d'esi órganu de la ONU, Sam Kutesa, destacó que les violaciones y otres formes de violencia sexual nel contestu de les guerres y la situaciones post conflictu constitúin graves atropellos de los derechos humanos y les lleis humanitaries que, sicasí, son perpetaos p'apavoriar y controlar a la población civil".
El 19 de xunu de 2015 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 69/293 "adoptó un resolvimientu que declara'l 19 de xunu como Día Internacional pa la eliminación de la violencia sexual nos conflictos, col enfotu de xenerar conciencia al encetar esi flaxelu.El presidente d'esi órganu de la ONU, Sam Kutesa, destacó que les violaciones y otres formes de violencia sexual nel contestu de les guerres y la situaciones post conflictu constitúin graves atropellos de los derechos humanos y les lleis humanitaries que, sicasí, son perpetaos p'apavoriar y controlar a la población civil. Nun eventu celebráu nel recintu de l'Asamblea Xeneral, la representante especial del Secretariu Xeneral sobre la violencia sexual nos conflictos, Zainab Bangura, encomió la enorme voluntá política a nivel internacional pa combatir el flaxelu, pero indicó qu'entá ta pindiu traducila a acciones concretes".
Día pa salir del armariu
El Coming Out Day, en español, Día pa salir del armariu, ye un día internacional pa tomar conciencia sobre la importancia de "salir del armariu" y aldericar temátiques rellacionaes colos gais, lesbianes, bisexuales y transgénero (LGBT). Celébrase'l día 11 d'ochobre por miembros y partidarios de les distintes comunidaes de LGBT.
Los participantes son animaos nesti día a usar los símbolos del arguyu gai, como'l triángulu rosa, la lletra griega lambda y arcoiris, nes sos xoyeríes y sobre les sos ropes pa demostrar la so presencia en toles condiciones sociales, toles edaes y tolos grupos étnicos, contribuyendo a que la sociedá sía más abierta sobre ser "distintu" na so vida diaria.
El día foi implementáu pol Dr. Robert Eichberg y Jean O'Leary en 1988, en xunto cola celebración de la "Segunda Marcha polos Derechos de Gais y Lesbianes", que tuvo llugar en Washington DC, Estaos Xuníos y onde allegaron más de 500.000 persones pa pidir la igualdá de derechos. Los eventos del "National Coming Out Day" son usaos pa concenciar a la población xeneral sobre les comunidaes LGBT y nun esfuerzu de brinda-y una cara más familiar a los movimientos de derechos LGBT.
Nos Estaos Xuníos, la Human Rights Campaign entama l'eventu sol proyectu nacional pa salir del armariu, ufiertando recursos a individuos gais, pareyes, padres y neños, como tamién a amigos heterosexuales, pa promover la concientización de families LGBT viviendo honesta y abiertamente. Candace Gingrich convertir nel voceru del eventu en abril de 1995.
El "Coming Out Day" nun foi celebráu nel 2001 nos Estaos Xuníos, yá que se sería lleváu a cabu nel día que se cumplía un mes de los atentaos terroristes del 11 de setiembre.
A pesar de llamase "National Coming Out Day" (foi llamada "National" nun principiu, porque yera celebráu solamente nos Estaos Xuníos), l'eventu foise estendiendo a otros países, como Suiza, Alemaña o'l Reinu Xuníu, y países de América Llatina como Arxentina.
Díes de l'Alcordanza y la Reconciliación Conmemoración de la Segunda Guerra Mundial
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declaró los díes 8 y 9 de mayu Díes de l'Alcordanza y la Reconciliación Conmemoración de la Segunda Guerra Mundial.
Nestes feches produz la rindición incondicional de la Alemaña Nazi ante les fuerces aliaes. N'Europa, esta conmemoración lleva por nome "Día de la Victoria".
El 22 de payares de 2004, la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 59/26 declaró los díes 8 y 9 de mayu Díes de l'Alcordanza y la Reconciliación Conmemoración de la Segunda Guerra Mundial.
Día Internacional de la Eliminación de la Violencia contra la Muyer
El Día Internacional de la Eliminación de la Violencia contra la Muyer (o DIEVCM), aprobáu pola Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel so resolvimientu 54/134 el 17 d'avientu de 1999, celébrase añalmente cada 25 de payares. La propuesta por que se celebrara nesa fecha realizar la República Dominicana, col sofitu de 80 países.
En República Dominicana rexistróse l'asesinatu de los trés hermanes Mirabal, fechu que tuvo llugar el 25 de payares de 1960, por ordes del entós dictador dominicanu Rafael Leónidas Trujillo.
En 1981 celebrar en Bogotá, Colombia, el "Primer Alcuentru Feminista Llatinoamericanu y del Caribe", onde decidió marcase el 25 de payares como'l Día Internacional de Non Violencia contra les Muyeres, recordando l'asesinatu de les hermanes Mirabal.
En 1993 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes aprobó la "Declaración sobre la Eliminación de la Violencia contra la Muyer", na que se definió la "violencia contra la muyer" como:
En dicha Asamblea reconocióse que yeren necesarios ""una clara declaración de los derechos que se deben aplicar p'asegurar la eliminación de toa violencia contra la muyer en toles sos formes, y un compromisu de los Estaos y de la comunidá internacional polo xeneral pa esaniciar la violencia contra la muyer"".
El 17 d'avientu de 1999, l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes designó'l 25 de payares como'l Día Internacional de la Eliminación de la Violencia contra la Muyer. La ONU convidó a gobiernos, organizaciones internacionales y organizaciones non gubernamentales a entamar actividaes empobinaes a sensibilizar al públicu respectu del problema nesti día como una celebración internacional.
El Fondu de Desenvolvimientu de les Naciones Xuníes pa la Muyer ("United Nations Development Fund for Women" o "Unifem", n'inglés) tamién repara regularmente la xornada, y ufierta suxerencies por qu'otros reparar.
En ochobre de 2006 presentóse'l "Estudiu a xeitu sobre toos les formes de violencia contra la muyer", que demuestra qu'esisten obligaciones concretes de los Estaos pa prevenir esta violencia, pa tratar les sos causes (la desigualdá histórica y la discriminación xeneralizada), según pa investigar, enxuiciar y castigar a'l agresores.
Somalia, Uganda y na antigua Yugoslavia.
Fiesta de la Música
La Fiesta de la Música ye una celebración internacional que se realiza'l 21 de xunu, el primer día del branu nel hemisferiu norte, que de la mesma ye'l primer día del iviernu nel hemisferiu sur. El so oxetivu ye promocionar la música de dos maneres: La primera que los músicos aficionaos voluntariamente salgan a tocar a la cai. La segunda ye cola organización de conciertos gratuitos, nos que'l públicu tenga la oportunidá de guardar los sos artistes preferíos ensin importar estilu nin orixe.
Foi creada en 1982 por Jack Lang, cuando yera ministru de cultura de Francia, la so primer edición foi'l 21 de xunu de 1982, amás ye'l solsticiu de branu: esta fecha tamién tien relación coles festividaes paganes de l'antigüedá, nes cualos rindíase cultu a la naturaleza y les sos transiciones. 
Esta fiesta haise internacionalizado. Na so edición de 2006, celebrar en 250 ciudaes de 120 países.
Fiesta de la música en Vilagarcía de Arousa
Ye una fiesta popular ya internacional. "Empecipiada en Francia en 1982 como “Fiesta de la Música” ya instituyida como celebración europea en 1985 (Añu Européu de la Música), cada solsticiu de branu, el 21 de xunu, la Unión Europea celebra una xornada destinada a promover l'intercambiu cultural ente los pueblos, el tresvase musical d'unos territorios a otros".
Llega a Villagarcía de Arosa (Vilagarcía de Arousa en gallegu) de la mano Marosa Abalo, qu'importa dende Francia esta iniciativa y va tomando forma cola estrecha collaboración de Milagros Cuervu y de los ex-miembros de Airiños, de la parroquía d'A Nosa Señora da Xunqueira y del Excelentisimo Conceyu de Vilagarcia de Arousa. 
La fiesta de la música (Feté de la musique ye'l so nome orixinal, traducíu al gallegu como Festa da Música) empecipia la so andadura cola llamada a la participación al traviés d'una páxina en Facebook, siendo la so primer publicación el día fiesta-va-de-/114159811934198/ 3 d'abril de 2010.
Trátase d'un eventu añal, que se celebra nesta localidá gallega y en ciudaes importantes de España. 
A lo llargo del día y con preferencia de la tarde-nueche, los músicos salen a tocar a la cai, en cualquier llugar de la ciudá y ufierten conciertos gratuitos pa toos. 
Ye un enguizamientu a la diversidá de los xéneros musicales y a la participación
Na so V Edición llogró la participación de 30 agrupaciones
Día Internacional de Falar como un Pirata
El Día Internacional de Falar como un Pirata (DIDHCUP) ye un día festivu ficticiu creáu en 1995 por John Baur ("Ol' Chumbucket") y Mark Summers ("Cap'n Slappy"), de Albany (Oregón),
Según Summers, esti día surdió como día festivu como resultáu d'una mancadura deportiva. Mientres un partíu de raquetbol ente Summers y Baur, unu d'ellos reaccionó al dolor col berru «¡Aaarrr!», y ende nació la idea. El partíu tuvo llugar el 6 de xunu de 1995, pero por respetu al Día D, escoyeron el cumpleaños de la ex esposa de Summers, por que fuera más fácil recordalo. 
Lo que nun principiu yera una chancia ente dos amigos ganó popularidá cuando John Baur y Mark Summers unviaron una carta en 2002 al columnista d'humor estaunidense, Dave Barry, esplicándo-y la so festividá inventada. A Barry gustó-y la idea y promover. La creciente cobertoria mediática del día festivu dempués de la columna de Barry fixo posible qu'esti eventu celébrese internacionalmente na actualidá. Atribuyóse parte del ésitu del espardimientu internacional de la festividá a la non-restricción de la idea o rexistru de marca, esponiendo'l día a la creatividá y a la crecedera viral. 
Baur y Summers atoparon nueva fama nel añu 2006 col episodiu d'estrenu de temporada del reality show "Wife Swap" d'ABC, que foi tresmitíu per primer vegada'l 18 de setiembre del 2006. Protagonizaron el rol d'una "familia de pirates" xuntu cola esposa de Baur, Tori. Baur tamién apaeció'l 26 de xunu del 2008 nun episodiu de Jeopardy!, onde foi presentáu como un escritor y pirata de Albany, Oregon». 
L'asociación de los pirates coles pates de palu, los loros y los mapes de l'ayalga popularizada na novela La isla de l'ayalga (1883) de Robert Louis Stevenson tuvo una influencia significativa sobre la cultura de parodia de pirates. 
L'actor Robert Newton, que s'especializó n'interpretar papeles de pirata, ta consideráu como'l "Santu patrón" del Día de Falar como un Pirata. Newton interpretó a Long John Silver na película La isla de l'ayalga de Disney en 1950; y tamién na película australiana "Long John Silver", de 1952. Tamién interpretó a Barbanegra na película de 1952, "Barbanegra, el Pirata". Newton nació en Dorset y foi educáu en Cornualles, y ye el so dialectu del país del oeste, qu'usó al actuar como Long John Silver y Barba Negra, lo que dalgunos consideren como l'estándar del acentu pirata. 
El berru arquetípico d'un pirata, «¡Arrr!» (alternativamente «¡Rrrr!» o «¡Yarrr!») apaeció per primer vegada na ficción en 1934, na película "La isla de l'ayalga" con Lionel Barrymore, y foi usada pol personaxe na novela de 1940 "Adam Penfeather, Bucaneer", de Jeffrey Farnol. Sicasí, popularizóse y ye llargamente recordáu pol so usu per parte de Robert Newton nel clásicu de 1950, La isla de l'ayalga. Especulóse con que'l soníu "rrr" púdose acomuñar a los pirates por cuenta de la localización de los principales puertos na zona suroeste de Inglaterra conocida como West Country. La fala d'esta zona polo xeneral, y de Cornish en particular, pudo tener una influencia bien importante sobre la fala náutica de los británicos polo xeneral. Esto puédese ver na opereta "The Pirates of Penzance", de Gilbert y Sullivan, que tien llugar en Cornualles; anque na obra nun s'usó'l términu «arrr», los pirates usaben espresiones con munches "rrrs", tales como «¡Hurra!» y «¡Arrame'l xerez, pirata!».
Día de la Industrialización d'África
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama'l día 20 de payares Día de la Industrialización d'África.
El 22 d'avientu de 1989 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 44/237 "proclama'l periodu 1991-2000 Segundu Deceniu del Desenvolvimientu Industrial pa África; Proclama tamién el día 20 de payares Día de la Industrialización d'África, con mires a llograr el compromisu de la comunidá internacional con al respective de la industrialización d'África".
Sitio web rellacionaos con África
Día Internacional d'Información sobre'l Peligru de les Mines y d'Asistencia pa les Actividaes Relatives a les Mines
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara que, tolos años, el 4 d'abril va proclamase y va reparase el Día Internacional d'información sobre'l peligru de les mines y d'asistencia pa les actividaes relatives a les mines. L'usu de mines antipersonales, magar menguó productu de les presiones internacionales y d'organizaciones non gubernamentales, entá ye un problemes en numberosos países. Les mines terrestres tien un baxu costo d'instalación, pero un altu impactu más social y económicu que militar, yá les sos víctimes terminen siendo principalmente civiles, asina hipotequen el desenvolvimientu de munches sociedaes yá que torguen poder esplotar óptimamente los recursu de que disponen: el campu y la so xente. Peor entá que la cantidá de mancaos y tullíos colapsen el sistema médicu y torguen l'usu del capital humanu en forma óptima.
Como una forma de crear conciencia y llamar l'atención sobre esti problema'l 8 d'avientu de 2005 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 60/97 "declara que, tolos años, el 4 d'abril va proclamase y va reparase el Día Internacional d'información sobre'l peligru de les mines y d'asistencia pa les actividaes relatives a les mines".
Xornada Mundial del Enfermu
El Papa Xuan Pablu II instituyó el 11 de febreru Xornada Mundial del Enfermu.. 
El 13 de mayu de 1992, el Papa Xuan Pablu II instituyó el 11 de febreru Xornada Mundial del Enfermu.
Xornaes Europees de Patrimoniu
Les Xornaes Europees de Patrimoniu fueron creaes en 1991 pol Conseyu d'Europa.
Les Xornaes Europees del Patrimoniu son una iniciativa conxunta del Conseyu d'Europa y la Comisión Europea na que participen 50 estaos europeos firmantes de la Convención Cultural Europea. Trátase d'unes xornaes de puertes abiertes coles mires de promover l'accesu al patrimoniu cultural. El programa añal, xeneralmente mientres una fin de selmana de setiembre, ufierta la oportunidá de visitar monumentos, museos y zones d'interés cultural, de normal abriendo les puertes escepcionalmente al públicu.
Día Mundial de la Llibertá de Prensa
En 1993 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes a iniciativa de los países miembros de la Unesco, proclama'l 3 de mayu como Día Mundial de la Llibertá de Prensa, cola idea de ""fomentar la llibertá de prensa nel mundu al reconocer qu'una prensa llibre, pluralista ya independiente ye un componente esencial de toa sociedá democrática"". La fecha recuerda la instauración de la Declaración de Windhoek sobre llibertá d'exerciciu del periodismu. 
Cada añu la Unesco conmemora esta fecha, rindiendo tributu d'esta manera a los numberosos periodistes alredor del mundu que por decisión profesional ponen en peligru les sos vides nel esfuerzu d'informar a les sos sociedaes y de promover el llibre fluxu de la información.
La Unesco convoca cada 3 de mayu a tolos países miembros y a les sos sociedaes a cavilgar sobre la llibertá de prensa y los diversos tópicos qu'atañen a les temes del periodismu, la información y la comunicación.
Ente los asuntos que fueron aldericaos n'años anteriores atópense: "“Los medios de comunicación y los conflictos armaos”", "“Cobertoria de guerra contra'l terrorismu mundial”, “Los medios d'espardimientu como impulsores del cambéu”", "“Medios de comunicación y bon gobiernu”", "“¿Quién decidi cuántu s'informa?”" y ""Combatiendo'l racismu y promoviendo la diversidá: el papel de la prensa llibre"".
L'actividá más significativa a la que convoquen Naciones Xuníes y la Unesco con motivu del Día Mundial de la Llibertá de Prensa ye a la ceremonia d'entrega del Premiu Mundial de la Llibertá de Prensa UNESCO - Guillermo Cano y al actu académicu nel que participen destacaos periodistes y especialistes internacionales conocedores de la tema de reflexón al que convoca la Unesco cada añu.
Dichos actos desenvuélvense los díes 3 y 4 de mayu en dalgún país del mundu, son convocaos y entamaos pola Unesco y el país anfitrión, inaugurar col mensaxe del Direutor Xeneral de Naciones Xuníes y son presidíos pol Direutor Xeneral de la UNESCO y el Presidente del país sede.
Dichos actos fueron realizaos nos siguientes países:
El 20 d'avientu de 1993 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na decisión 48/432 declaró Día Mundial de la Llibertá de Prensa el 3 de mayu, aniversariu de la 
Día Mundial de la Llibertá de Prensa (UNESCO)
Premiu Mundial de Llibertá de Prensa UNESCO-Guillermo Cano
Enllaces rellacionaos de la UNESCO
Documentos fundamentales
Día Internacional del Llibru
El Día Internacional del Llibru ye una conmemoración celebrada a nivel mundial coles mires de fomentar la llectura, la industria editorial y la protección de la propiedá intelectual per mediu del derechu d'autor. Dende 1995 ye una celebración internacional promovida pola UNESCO, el 23 d'abril de 1996 empecipiar en dellos países y en 2008 la celebración yá había alcanzáu más de cien. 
El día 23 d'abril foi escoyíu como "Día Internacional del Llibru", pos coincide col fallecimientu de Miguel de Cervantes, William Shakespeare y el Inca Garcilaso de la Vega na mesma fecha nel añu 1616. (Realmente nun ye tal fecha: Cervantes finó'l 22 y foi soterráu'l 23, ente que Shakespeare morrió'l 23 d'abril del calendariu xulianu, que correspuende al 3 de mayu del calendariu gregorianu). Nesta fecha tamién finaron William Wordsworth (en 1850) y Josep Pla (en 1981).
La Unión Internacional d'Editores propunxo esta fecha a la UNESCO, coles mires de fomentar la cultura y la protección de la propiedá intelectual per mediu del derechu d'autor. La Conferencia Xeneral de la UNESCO aprobar en París el 15 de payares de 1995, polo qu'a partir de tala fecha'l 23 d'abril ye'l "Día Internacional del Llibru y del Derechu d'Autor".
En 2001 por iniciativa de la UNESCO nomar a Madrid Capital Mundial del Llibru. Dende entós cada 23 d'abril, un comité de selección, integráu por representantes de la Unión Internacional d'Editores (UIE), la Federación Internacional de Llibreros (FIL), la Federación Internacional d'Asociaciones de Bibliotecarios (IFLA) y la UNESCO, escueye a distintes ciudaes del mundu que realicen mientres l'añu actividaes culturales rellacionaes colos llibros. 
En 2002 ocupó'l puestu Alexandría, Nueva Delhi en 2003, Amberes en 2004, Montreal en 2005, Turín en 2006, Bogotá en 2007, Ámsterdam en 2008, Beirut en 2009, Liubliana en 2010, Bonos Aires en 2011, Yereván en 2012, Bangkok en 2013, Port Harcourt en 2014, Incheon en 2015 y Wroclaw en 2016.
El rei Alfonso XIII robló un Real Decreto'l 6 de febreru de 1926 pol que se creaba oficialmente la Fiesta del Llibru Español, que se celebraría na fecha qu'entós se creía que naciera Cervantes, el 7 d'ochobre. La idea orixinal foi del escritor valencianu Vicente Clavel Andrés, proponiéndola a la Cámara Oficial del Llibru de Barcelona, onde s'aprueba en marzu de 1925, proponiendo la citada entidá celebrar n'ochobre de cada añu, na fecha de la nacencia de Cervantes, coincidiendo nel primer añu cola Esposición del Llibru Español en Bonos Aires. Poco dempués, en 1930, instáurase definitivamente la fecha del 23 d'abril como Día del Llibru. 
La celebración enraigonó rápido en toa España, cuantimás nes ciudaes sede d'Universidaes, dende Barcelona, estender por toa Cataluña, anque la denominación oficial foise esleiendo adulces al coincidir col día del santu Patrón, conocíu como "Día de San Jorge" (Diada de Sant Jordi). N'otres zones non universitaries d'España la fiesta caltener con escasa importancia o inclusive sumía anque dende los años 80 del sieglu XX volvió la tradición con fuerza, sobremanera en Madrid. Col tiempu fíxose tradicional en Cataluña l'intercambiu y regalu de roses y llibros ente pareyes y persones queríes nesa fecha, convirtiéndose nuna de les xornaes populares más celebraes. Esta tradición foi unu de los argumentos utilizaos pola UNESCO pa declarar el 23 d'abril Día Internacional del Llibru.
En España celebrar nesta fecha la entrega añal del Premiu Cervantes, el mayor galardón otorgáu a'l autores hispanos.
Dellos países realicen actos asemeyaos n'otres feches. En Reinu Xuníu y Irlanda, el primer martes de marzu realicen el llamáu «World Book Day» (Día Mundial del Llibru).
Chile instituyó el so propiu Día del Llibru en 1927, n'alcordanza del natalicio de Andrés Bellu, el 29 de payares. Col pasu de los años, esti día cayó nel olvidu y na actualidá celebra'l Día Mundial del Llibru'l 23 d'abril, al igual que nos demás países.
En Uruguái dicha celebración lleva'l nome de «Día Nacional del Llibru» y realízase el 26 de mayu, cuidao que foi nesa fecha, del añu 1816, que se creó la primer biblioteca pública nacional, a partir de la idea de Dámaso Antonio Larrañaga, quien acompañó a Artigas na Revolución Oriental. «Sían los orientales tan ilustraos como valientes» foi la respuesta del xeneral Artigas ante la consulta de la creación d'una biblioteca pa tolos orientales.
En Paraguái, por resolvimientu del 9 de xunu de 1980 del Ministeriu d'Educación y Cultu, se instituyó el 25 de xunu como «Día del Llibro Paraguáiu». Nesa fecha, precisamente'l 25 de xunu de 1612 el paraguayu Ruy Díaz de Guzmán, primer historiador paraguayu, nietu de Domingo Martínez de Irala y de la india Leonor, concluyó'l manuscritu de la so obra L'Arxentina, primer llibru escritu nestes rexones de l'América.
Fin de selmana d'A Llimpiar el Mundu
El Programa de les Naciones Xuníes pal Mediu Ambiente (PNUMA) celebra la tercer fin de selmana de setiembre el Fin de selmana d'A Llimpiar el Mundu.
Día Mundial de la Marioneta
El Día Mundial de la Marioneta o Día Mundial del Títere celébrase añalmente coles mires d'aumentar la conocencia sobre les marionetes n'otros ámbito culturales. El día oficial ye'l 21 de marzu. El impulsor de la iniciativa foi'l titiriteru iranín Dzhivada Zolfagariho nel añu 2000; nel añu 2002 la Unión Internacional de la Marioneta (UNIMA) oficializó la fecha y el 21 de marzu de 2003 celebróse'l primer Día Mundial de la Marioneta.
Web oficial de UNIMA (n'español, francés ya inglés)
Día Mundial del Mediu Ambiente
El Día Mundial del Mediu Ambiente foi establecíu pola Asamblea Xeneral de Naciones Xuníes, nel so resolvimientu del 15 d'avientu de 1972 cola que se dio entamu a la Conferencia d'Estocolmu, Suecia, que'l so tema central foi l'Ambiente. Celébrase'l 5 de xunu de cada añu dende 1973.
L'Asamblea Xeneral de la ONU tamién aprobó la creación del Programa de les Naciones Xuníes pal Mediu Ambiente (PNUMA).
El día Mundial del Mediu Ambiente ye un venceyu per mediu del cual la Organización de Naciones Xuníes (ONU) sensibiliza a la población mundial en relación a temes ambientales, intensificando l'atención y l'acción política. Los oxetivos principales son brindar un contestu humanu, motivar a les persones por que se conviertan n'axentes activos del desenvolvimientu sustentable y equitativo; promover el papel fundamental de les comunidaes nel cambéu d'actitú escontra temes ambientales, y fomentar la cooperación por que'l mediu ambiente sía sostenible, pos ésta va garantizar que toles naciones y persones esfruten d'un futuru más prósperu y seguro.
El Día Mundial del Mediu Ambiente ye un eventu nel que se realicen múltiples actividaes: concentraciones en cais, conciertos ecolóxicos, ensayos y competencies de afiches n'escueles y colexos, plantíos d'árboles, campañes de reciclaje y de llimpieza, ente otres. Ye amás, un socesu multimedial que lleva a periodistes a escribir y faer reportaxes críticos avera del ambiente, según documentales televisivos, exhibiciones fotográfiques, eventos intelectuales como seminarios, meses redondes, conferencies, namái por nomar dalgunos.
Mongolia, una de les economíes con mayor crecedera na actualidá, foi la anfitriona del Día Mundial del Mediu Ambiente 2013; el presidente Tsakhia Elbegdorj declaró que mientres el so gobiernu amosó'l so compromisu coles acciones mediu ambientales positives. Non solo con palabres, sinón con acciones concretes como la llei pa menguar la contaminación del aire evitando l'usu del carbón.
Amás, entamó establecer un satélite pa llindar la quema de carbonu y faer posible un usu eficiente de la enerxía. Coles mesmes, creó un impuestu sobre la contaminación del aire en rexones de Ulaanbaatar.
La tema de 2014 pal Día Mundial del Mediu Ambiente, celebráu en Barbaos, foi 'Small Islands and Climate Change' (Islles pequeñes y el so cambéu climáticu).
Día de Namibia
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide denomar el 26 d'agostu de cada añu como Día de Namibia.
El 12 d'avientu de 1973 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 3111 (XXVIII), sect. III, párrafu 3 decide denomar el 26 d'agostu de cada añu como Día de Namibia. 
El 12 d'avientu de 1973 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes "conderga enérxicamente a Sud áfrica pola so persistente negativa a retirase del Territoriu internacional de Namibia y polos sos esfuerzos pa consolidar la so ocupación illegal per aciu la intensificación de la represión y l'imposición de la so política d'apartheid y la fragmentación del Territoriu en "bantustanes", faciendo casu omisu dafechu de los deseos del pueblu de Namibia, de les decisiones y resolvimientos de les Naciones Xuníes y de la opinión consultiva de la Corte Internacional de Xusticia'l 21 de xunu de 1971. Desixe que Sudáfrica retire darréu de Namibia toles sos fuerces militar y policial y la so alministración con cuenta de dexar que'l pueblu de Namibia algame la llibertá y l'independencia".
Mientres la Primer Guerra Mundial, Sudáfrica ocupó Namibia y de siguío asumió l'alministración col mandatu de la Sociedá de Naciones hasta la Segunda Guerra Mundial, cuando'l gobiernu sudafricanu decide por una anexón unillateral del territoriu de Namibia a Sudáfrica, sicasí'l paecer contrariu de la comunidá internacional.
El 26 d'agostu de 1966 la organización SWAPO (South-West African People's Organization), d'inspiración marxista, empecipió una guerrilla independentista contra les fuerces sudafricanes, conocida como la Guerra de la Independencia de Namibia. Sudáfrica, cedió en 1988, aceutando un plan de paz de les Naciones Xuníes que conduxo a la independencia del país nel 1990. Walvis Bay caltúvose so control de Sudáfrica como enclave, pa ceder a Namibia en 1994.
El fundador de la Namibia independiente ye Sam Nujoma, per siempres xefe de la SWAPO, quien gobernó dende 1990 hasta 2005, pa ser dempués sustituyíu por Hifikepunye Pohamba.
Día Internacional de la Neña
L'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide designar el 11 d'ochobre Día Internacional de la Neña.
El 19 d'avientu de 2011 l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel Resolvimientu 66/170 decide designar el 11 d'ochobre como Día Internacional de la Neña.
Naciones Xuníes fixo oficial la designación, centrándose na especial situación de vulnerabilidá que sufren millones de neñes en tol mundu y que les fai les más probes d'ente los probes.
La creación d'un día pa les neñes nel calendariu internacional foi plantegáu por PLAN INTERNACIONAL en 2009 ya impulsáu dende entós en tolos foros internacionales como una de les causes principales de la so campaña internacional 'Por Ser Neñes', que busca acabar cola doble discriminación –por xéneru y edá- que sufren millones de neñes en tol mundu.
La ONG internacional PLAN INTERNACIONAL trabayó duramente, xunto con aliaos de los Estaos y la sociedá civil, pa llograr esta designación, foi destacable tamién el trabayu de l"'Asociación Mundial de Guíes" y "Guíes Scouts con European Parlamentary Forum" pa consiguir esta designación. Cerca de 900 millones de neñes y muyeres viven con menos d'un dólar al día nel mundu, y unes 500 millones de neñes y muyeres nueves ven esbardiáu'l so potencial.
Día del Neñu
El Día del Neñu ye una celebración añal dedicada a la fraternidá y a la comprensión de la infancia del mundu y destináu a actividaes pa la promoción del bienestar y de los derechos del neñu y les neñes, el día oficial ye'l 1 de xunu de cada añu según la Organización de les Naciones Xuníes.
Tres la Primer Guerra Mundial y los horrores atestiguaos polos participantes, empecipió a xenerase una esmolición y concencia sobre la necesidá de proteición especial pa los neños. Una de les primeres activistes sobre esta tema foi Eglantyne Jebb, fundadora de la organización Save the Children, que con ayuda del Comité Internacional de la Cruz Roxa impulsó l'adopción de la primer Declaración de los Derechos de los Neños. Esta declaración foi sometida pa la so aprobación énte la Lliga de les Naciones , que adoptaría y ratificaría na Declaración de Xinebra sobre los Derechos de los Neños, el 26 de setiembre de 1924. Al añu siguiente, mientres la Conferencia Mundial sobre'l Bienestar de los Neños, llevada a cabu tamién en Xinebra, declaróse, per primer vegada, el Día Internacional del Neñu, señalando pa tal efectu'l 1 de xunu.
En 1954, l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes, per aciu el resolvimientu 836 (IX) del 14 d'avientu, encamentó que s'instituyera en tolos países un Día Universal del Neñu y suxirió a los gobiernos que celebraren dichu día na fecha que cada unu d'ellos envalorara conveniente. 
La ONU celebra esti día'l 20 de payares, en conmemoración a l'aprobación de la Declaración de los Derechos del Neñu en 1959 y de la Convención sobre los Derechos del Neñu en 1989.
Día Internacional del Arguyu LGBT
El Día Internacional del Arguyu LGBT (lesbiana, gai, bisexual y transexual), tamién conocíu como Día del Arguyu Gai o a cencielles Arguyu Gai (en inglés, "gai pride"), ye una serie d'eventos que cada añu los colectivos LGBT celebren de forma pública pa encamentar pola tolerancia y l'igualdá de los gais, lesbianes, bisexuales y transexuales. Esta fiesta realiza'l día 28 de xunu, habiendo celebraciones en redol a esi día, siendo común moveles al primer sábadu anterior o posterior al 28 de xunu, fecha en que se conmemoren los disturbios de Stonewall (Nueva York, EE.XX.) de 1969, que marquen l'entamu del movimientu de lliberación homosexual. En dellos países la fecha orixinal puede camudar en casu de coincidencia con otros eventos locales d'importancia (eventos masivos o elecciones polítiques) o bien conmemorar otres efemérides locales d'acontecimientos trascendentes pa los homosexuales.
La noción básica del arguyu LGBT» consiste en que nenguna persona tien d'avergoñase de lo que ye, cualesquier sía la so sexu, orientación sexual o identidá sexual. El términu escoyíu («arguyu»), tien probablemente más sentíu, dende un puntu de vista filolóxicu, n'inglés que n'español. N'efectu, la idea que paez tresmitir esti conceutu ye más bien la d'una dignidá intrínseca de cada ser humanu, que nun debe trate afectada pola so conducta nin orientación sexuales. En tal sentíu, la traducción más correcta tendría de ser "dignidá LGBT".
Diverses asociaciones y movimientos sociales vinieron denunciando nos últimos años, en países como España, lo que al so xuiciu ye un vaciamiento de les reivindicaciones d'estos colectivos y la "mercantilización" d'esta fecha. Nesti sentíu, defenden la celebración d'un "Arguyu Crítico" que nun se llinde a ser una "fachada comercial".
Los disturbios de Stonewall consistieron nuna serie de manifestaciones bonales y violentes contra una redada policial que tuvo llugar na madrugada del 28 de xunu de 1969, nel pub conocíu como'l Stonewall Inn del barriu neoyorquín de Greenwich Village. Frecuentemente cítase a estos disturbios como la primer ocasión, na hestoria d'Estaos Xuníos, en que la que la comunidá LGBT lluchó contra un sistema qu'escorría a los homosexuales col beneplácito del gobiernu, y son xeneralmente reconocíos como'l catalizador del movimientu modernu pro-derechos LGBT n'Estaos Xuníos y en tol mundu.
Mientres les décades de 1950 y 1960 los gais y lesbianes estaunidenses teníen d'enfrentase a un sistema llegal muncho más contrariu colos homosexuales qu'en munchos de los países al este del telón d'aceru. Tolos estaos del país, sacante Illinois, penalizaben el sexu homosexual consentíu ente adultos nel ámbitu priváu; en 1961: «Un adultu acusáu del crime de tener sexu con otru adultu de manera consensuada na privacidá de la so casa podría tener una multa llixera o llegar a pasar cinco, diez o veinte años -inclusive tola so vida- en prisión. En 1971 veinte estados calteníen lleis sobre 'sexu sicopático' que dexaben la detención d'homosexuales por esa sola razón. En Pensilvania y California los ofensores sexuales podíen ser zarraos n'instituciones mentales pa tola vida y [en] siete estados podíen ser capaos».La capadura, la terapia emética, la hipnosis, la terapia de electroshock y les lobotomías yeren usaes polos psiquiatra pa intentar "curar" a los homosexuales de los sos deseos mientres la década de 1950 y la de 1960. Los primeres grupos homófilos de EE. UU. intentaron demostrar que les persones homosexuales podíen ensertase na sociedá, y fomentaron una cultura de non confrontación ente homosexuales y heterosexuales. Sicasí, los últimos años de la década de 1960 fueron bien aturbolinaos, yá que había munchos movimientos sociales activos, tales como'l movimientu afroamericano pro-derechos civiles (1955-1968), la contracultura de los 60 y les manifestaciones contra la guerra. Esti clima batallosu, xuntu al ambiente lliberal del Greenwich Village, influyó por que se produxeren los disturbios de Stonewall.
La celebración desenvuélvese comúnmente con coloridas «marches del arguyu» (n'inglés «"pride parades"», en francés «"coles des fiertés"») que coinciden, nel hemisferiu norte, col entamu del branu. Los símbolos del arguyu gai (la bandera colos colores del arcu iris y los triángulos roses) esíbense a esgaya nestes fiestes. Nes celebraciones suel dase cabida a actividaes qu'entepasen del marcu lúdicu: reivindicaciones sociales o polítiques qu'identifiquen a los colectivos participantes. Na actualidá, una vegada superaes les lleis que penalicen les práctiques homosexuales en munchos países del mundu, reivindíquense la despenalización nel restu del mundu y otros asuntos nos qu'esiste discriminación contra los homosexuales, como la llegalización del matrimoniu homosexual o l'establecimientu de les families homoparentales (adopción de fíos por homosexuales), el respetu a la identidá sexual de les persones transexuales y los sos derechos al cambéu llegal de sexu y nome y derechos a tratamientos hormonales, quirúrxicos, etc, amás de denunciar la transfobia homo/lesbofobia entá esistente. Nos últimos años, cola cada vegada mayor fuerza del Movimientu LGBT, l'elementu políticu tuvo presente fuertemente ente les celebraciones, convirtiéndose nun preséu de presión política a los gobiernos en favor de los colectivos homosexuales y cuntando con una fuerte participación de grupos d'esquierda, qu'asumieron les demandes LGBT como propies.
N'Europa cada añu los colectivos homosexuales de tolos sos países escueyen una ciudá distinta de forma itinerante pa celebrar de unificadamente l'arguyu LGBT de tol continente, denominándose a esta marcha Europride.
La marcha del arguyu más importante en Europa ye la de Madrid, con más d'un millón d'asistentes cada añu (pudiendo llegar a un millón y mediu na marcha normal y a dos millones na celebración del Europride en 2009).
Otres marches d'España son la de Barcelona (50.000 asistentes na marcha y 250.000 na celebración) Sevilla (8.000 asistentes), Valencia, Bilbao, La Coruña, Zaragoza o Palma de Mallorca ente otres. A nivel européu tamién son relevantes París o Londres con unos 500.000 asistentes caúna, Ámsterdam y Estocolmo con unos 300.000 asistentes caúna o Roma con 200.000 asistentes.
Nel continente americanu destaca l'arguyu LGBT más multitudinariu del mundu, que ye la marcha del Arguyu LGBT de São Paulo, con ente los 2'5 y 3 millones d'asistentes. Igual d'importantes son les marches en Toronto, la San Francisco y de la Ciudá de México, esta postrera con más de 500 mil asistentes nel 2010. Amás, la ciudá mexicana de Guadalajara foise asitiando con más adeptos cada añu, esta vegada con cerca de 30 mil asistentes, na ciudá considerada como la "capital gai de México" pola cantidá y calidá de los servicios pa la comunidá gai y llesbiana.
Dientro de la comunidá LGBT, dalgunos refuguen la noción d'arguyu LGBT pos perciben nella una énfasis escesivu na orientación sexual que nun consideren importante y una falta de discreción y modestia, lo que eventualmente podría perxudicar la moral pública, les creencies relixoses o inclusive la mesma causa de los derechos de los homosexuales al dar amuesa d'estereotipos o faer demasiada exhibición de los derechos. Sicasí, proponen evitar un activismu estridente con cuenta de qu'incorporar más fácilmente'l discursu pola nun estrema de los homosexuales a les idees comunes que marca la opinión pública. Otros críticos ven na noción d'arguyu una suerte de despreciu escontra la identidá de cada individuu, pos cada unu, inclusive cada homosexual, vive la so orientación sexual ensin necesidá d'identificase con un estereotipu determináu.
Día d'Al-Quds
El Día d'Al-Quds («día de Xerusalén», pol nome árabe de la ciudá) o Día Mundial d'Al-Quds na lliteratura oficial (en persa, روز جهانی قدس, "ruz-y yahaní-y qods") ye un eventu añal celebráu en Irán y otros países del mundu dende la so institución pol ayatolá Khomeini en 1979, tres la revolución iranina, pa la espresión de solidaridá col pueblu palestín y d'oposición al sionismu y al control israelín de Xerusalén. El día celebrar nel últimu vienres del mes de ramadán. 
L'estáu israelín caltuvo dende la so creación rellaciones cordiales col estáu iranín, con Mohammad Reza Pahlaví a la cabeza. A pesar de votar en contra del plan de la ONU pa la partición de Palestina en 1947, Irán foi'l segundu país de mayoría musulmana en reconocer l'estáu d'Israel en marzu de 1950, dempués de Turquía, y dambos estaos caltuvieron una relación de cooperación estrecha en materia militar, policial, d'enerxía, etc. 
Ente la oposición a la dinastía Pahlaví, ver a ésta como títere de les potencies occidentales y al estáu d'Israel como parte de la penetración imperialista en Oriente Mediu, y la oposición a ésta diba acompañada de la oposición a Israel, tanto ente pioneros del islamismu militante revolucionariu iranín como'l ayatolá Kashaní y los Fedayines del Islam de Navvab Safaví, como ente figures del nacionalismu iranín tal Mohammad Mosaddeq.
El máximu líder de la revolución islámica iranina de 1979, el ayatolá Khomeini, venceyó dende l'añu 1963 el so enfrentamientu radical a la dinastía Pahlaví cola oposición al sionismu y l'estáu d'Israel, de los que consideraba qu'exercíen una inmensa inflúi sobre'l gobiernu iranín. Una selmana dempués del derrocamientu del sah en febreru de 1979, Irán cortó tou venceyu oficial con Israel, mientres adoptaba una política d'activu antisionismo gubernamental.
L'eventu foi proclamáu pol ayatolá Khomeini, líder de la Revolución Islámica iranina, el 7 d'agostu de 1979, a propuesta de Ebrahim Yazdí, segundu ministru d'Esteriores del gobiernu interín d'Irán de Mehdí Bazargán.
Tres el comunicáu de Khomeini, el día foi establecíu oficialmente n'Irán como Día Mundial d'Al-Quds (روز جهانی قدس, "ruz-y yahaní-y qods") y añalmente entamáronse desfiles enantes de la oración del vienres d'esi día. Igualmente, celebráronse manifestaciones similares en países de mayoría musulmana como Turquía, Indonesia, Baḥréin, El Líbanu y Pakistán, ya inclusive n'otros con comunidaes musulmanes considerables como los Estaos Xuníos d'América, Reinu Xuníu, ‪‪Venezuela, España, etc.
Xunta d'Altu Nivel de l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes sobre'l SIDA
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decidió convocar una Xunta d'Altu Nivel de l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes sobre'l SIDA del 8 al 10 de xunu de 2011.
El 20 d'avientu de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/180 decidió convocar una Xunta d'Altu Nivel de l'Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes sobre'l SIDA del 8 al 10 de xunu de 2011.
Día Mundial de la Salú Mental
El Día Mundial de la Salú Mental conmemórase tolos 10 d'ochobre, con una campaña que busca concentrar l'atención mundial na identificación, tratamientu y prevención de dalgún trestornu emocional o de conducta destacáu pa esi añu.
Por exemplu, la tema del Día Mundial de la Salú Mental 2003 centrar nos trestornos emocionales y de conducta de neños y adolescentes. Enfocó l'atención mundial escontra los efectos que provoquen nel bienestar mental y emocional de los mozos los traumatismos y la violencia.
Les cifres disponibles amuesen que, nes Américas, la mayoría de los neños que precisen atención de salú mental nun reciben el tratamientu necesariu. Dende una perspectiva financiera, ta claro que'l tratamientu tempranu de neños y adolescentes puede amenorgar los costos de l'atención n'años posteriores según tamién los costos sociales, polos comportamientos antisociales que pueden ser resultáu del fracasu del tratamientu na temprana 
Amás, el suicidiu nos mozos ye un problema de salú mental xeneralizáu y ye la tercer causa de muerte ente los adolescentes en tol mundu, según esta investigación. El abusu de sustances n'adolescentes tamién ye un problema mundial. La Organización Panamericana de la Salú - OPS ta trabayando colos países pa ellaborar programes especiales pa neños y adolescentes. La ellaboración d'estratexes apropiaes qu'enfoquen a la salú mental de los neños, amás del meyoramientu de los servicios especializaos puede tener un impactu positivu bien fuerte.
La OPS foi establecida en 1902 y ye la organización de salú pública más antigua del mundu. Ye la Oficina Rexonal pa les Américas de la Organización Mundial de la Salú - OMS y trabaya colos países p'ameyorar la salú y alzar la calidá de vida de los sos habitantes.
Información Xeneral 
Infografía
Previous World Mental Health Days
Segunda Selmana Mundial de les Naciones Xuníes pa la Seguridá Vial
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó la selmana del 6 al 12 de mayu de 2013 Selmana Mundial de les Naciones Xuníes pa la Seguridá Vial.
Destacáu
Información
Segundu Deceniu de les Naciones Xuníes pa la Erradicación de la Probeza
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l deceniu 2008 - 2017 Segundu Deceniu de les Naciones Xuníes pa la Erradicación de la Probeza.
El 10 d'avientu de 2007 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 62/423/Add.1 proclamó'l deceniu 2008 - 2017 Segundu Deceniu de les Naciones Xuníes pa la Erradicación de la Probeza.
Segundu Deceniu Internacional de los Pueblos Indíxenes del Mundu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclamó'l deceniu 2005 - 2014 Segundu Deceniu Internacional de los Pueblos Indíxenes del Mundu.
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 59/174 proclamó'l deceniu 2005 - 2014 Segundu Deceniu Internacional de los Pueblos Indíxenes del Mundu.
Selmana d'Acción Mundial pola Educación
La Unesco participa na celebración na primer selmana de mayu de la Selmana d'Acción Mundial pola Educación. 
La Unesco participa na celebración na primer selmana de mayu de la Selmana d'Acción Mundial pola Educación.
Auspiciado pola UNESCO , PNUD programa de naciones xuníes pal desenvolvimientu www.undp.org, el FNUA, Fondu de Población de Naciones Xuníes www.unfpa.org , UNICEF programa de Naciones Xuníes pa los neños www.unicef.org y el Bancu Mundial www.wordbank.org 
L'oxetivu principal ye universalizar la educación primaria y amenorgar l'analfabetismu.
En 1990 establecióse como meta 10 años de trabayu y al términu d'esi tiempu ratificó'l compromisu afitándose una meta hasta 2015 mientres el Marcu d'Acción de Dakar. http://unesdoc.unesco.org/images/0012/001211/121147s.pdf
La UNESCO concentró los sos esfuerzos xuniendo a la sociedá civil, organizaciones non gubernamentales, medios de comunicación ente otros.
Estender y ameyorar la protección y educación integrales de la primer infancia, especialmente pa los neños más vulnerables y desfavorecidos.
Velar por que les necesidaes d'aprendizaxe de tolos mozos y adultos satisfacer per aciu un accesu equitativo a un aprendizaxe fayadizu y a programes de preparación pa la vida activa.
Suprimir les disparidades ente los xéneros na enseñanza primaria y secundaria d'equí al añu 2005 y llograr enantes del añu 2015 la igualdá ente los xéneros en relación cola educaciónsobremanera garantizando a les nueves un accesu plenu y equitativo a una educación básica de bona calidá, según un bon rendimientu.
Ameyorar tolos aspeutos cualitativos de la educación, garantizando los parámetros más elevaos, pa consiguir resultancies d'aprendizaxe reconocíos y mensurables, especialmente en llectura, escritura, aritmética y competencies práctiques.
El Direutor Xeneral de la UNESCO, Koichiro Matsuura, aportuna en que "tenemos d'actuar más y meyor". Nel so mensaxe con motivu del Día Internacional de l'Alfabetización sorraya ciertes temes nos que ye importante cavilgar.
¿Cómo podemos edificar sociedaes de la información equitativas o democracies prósperes, si tantes persones siguen ensin tener el preséu elemental de l'alfabetización? ¿Cómo pueden espolletar el diálogu intercultural y el mutuu entendimientu, si ye tan grande la disparidad en materia d'alfabetización? ¿Cómo se va a poder erradicar la probeza, si déxense intactes los raigaños de la ignorancia?"
Según Información de la UNESCO casi un 80% de los habitantes del planeta con edá mayor a 15 años saben lleer y escribir y, amás, el númberu de muyeres alfabetizadas ye mayor que nunca.
L'Institutu d'Estadística de la UNESCO reparen un descensu continuu del númberu d'analfabetos: en 1995 representaben el 22,4% de la población mundial y en 2000 el 20,3%. Esto significa que la cantidá d'adultos analfabetos menguó de 872 millones a 862 millones ente esos años.
Les cifres actuales de la IEU envaloren qu'en 2010 el númberu d'analfabetos baxaría a 824 millones, lo cual va representar un 16,5% de la población mundial d'esi entós.
Les meyores más notables rexistrar n'África y Asia, onde la proporción global d'analfabetos amenorgar nun 5,4% y un 2,8% respectivamente, anque se dean delles disparidades ente los países de dambos continentes
Anque les estadístiques indiquen que los dos tercios de les persones adultes analfabetes del planeta son muyeres, nun dexa de ser esperanzador el fechu de qu'amuesen tamién que, en toles rexones del mundu, tán aportando a la educación y l'alfabetización a un ritmu más rápidu que los homes. El IEU señala que la proporción de muyeres analfabetes de más de 15 años d'edá menguó d'un 28,5% a un 25,8%.
Esti enclín foi sobremanera evidente n'África, onde la proporción de muyeres analfabetes mayores de 15 años menguó nun 6,4% hasta representar un 49,2% de la población femenina. Esto significa que, per primer vegada na hestoria, la mayoría de les muyeres d'esta parte del mundu saben lleer y escribir. Tamién se rexistraron meyores n'Asia Meridional y Occidental, según nos Estaos Árabes y África del Norte, onde los porcentaxes actuales de muyeres analfabetes cifrar nun 56,4% y un 52,2% respectivamente.
Anque estes últimes cifres pongan de manifiestu que l'alfabetización progresa nel mundu, tamién amuesen la terrible lentitú de la so meyora. N'efectu, unu de cada cinco adultos siguen ensin tar alfabetizados, y rescampla que va ser una trabayosa batalla algamar l'oxetivu que s'afitó nel Foru Mundial sobre la Educación, celebráu n'abril de 2000 en Dakar: amenorgar a la metá, d'equí al añu 2015, el númberu d'analfabetos adultos. El IEU envalora que, sacantes que se realice un esfuerzu estraordinariu, la proporción d'adultos analfabetos namái s'amenorgaría nun 5% pa esi entós.
Según estos datos, namái tienen series posibilidaes d'algamar l'oxetivu fitu en Dakar unos 26 países en desenvolvimientu, ente los que se cunten China, Indonesia, Xordania, Kenia, Omán, La República Xunida de Tanzania y Zimbabwe. Van per camín d'ameyorar los sos índices d'alfabetización ente un 40% y un 50% otros 39 países más, ente los que figuren Arxelia, Bahrein, Bolivia, Chile, Ecuador, Namibia, Turquía y Zambia. Otros 28 Estaos, ente los que se tán Brasil, El Salvador, la República Democrática Popular Lao, Togo y Uganda, pueden ameyorar probablemente los sos índices d'alfabetización ente un 30% y un 40%.
Sicasí, siguen quedando más de 25 países que difícilmente van llograr, d'equí a 2015, ameyorar en daqué más d'un 30% los índices d'alfabetización que teníen nel añu 2000. Trátase de Bangladesh, Benin, Burkina Faso, Camboya, les Comoras, Côte d'Ivoire, Exiptu, los Emiratos Árabes Xuníos, Eritrea, Etiopía, Gambia, Guatemala, Haití, India, Iraq, Malawi, Malí, Marruecos, Mauritania, Myanmar, Nepal, Nicaragua, Níxer, Pakistán, Papua Nueva Guinea, la República Dominicana, y Senegal. Si estos países nun realicen importantes esfuerzos suplementarios pa lluchar contra l'analfabetismu, en 2015 el 92% de la población mundial analfabeta va tar concentrada nos sos territorios.
Les previsiones publicaes pol Institutu d'Estadística de la UNESCO básense esencialmente nos datos atropaos en censos nacionales de población y encuestes ente les families. Esos datos suministren información básica sobre'l númberu y el porcentaxe d'adultos (persones de más de 15 años d'edá) y nueves (persones d'edaes entendíes ente 15 y 24 años) alfabetizados y analfabetos. Los distintos contestos culturales y sociales de los países estudiaos, la diversidá de les definiciones y normes relatives a l'alfabetización, y la variabilidá de los métodos y de la frecuencia del atroxu de datos entrañan non yá una verdadera dificultá pa efectuar comparances a nivel internacional, sinón tamién la esistencia de numberoses llagunes nes mesmes estadístiques. Sicasí, éstes apurren una instantánea nítida del valumbu del problema del analfabetismu nel mundu.
Documentos de Base
Casa de la UNESCO
Oficines Rexonales
Selmana de solidaridá colos pueblos que lluchen contra'l racismu y la discriminación racial
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide declarar que tolos años en tolos Estaos, a partír del 21 de marzu, una selmana de solidaridá colos pueblos que lluchen contra'l racismu y la discriminación racial.
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na so resolvimientu 34/24 (Pag.190 14.) decide declarar que tolos años en tolos Estaos, a partír del 21 de marzu, una selmana de solidaridá colos pueblos que lluchen contra'l racismu y la discriminación racial.
Selmana de Vacunación nes Amériques
La Organización Panamericana de la Salú proclamó la última selmana d'abril Selmana de Vacunación nes Amériques .
Selmana del Aprendizaxe Móvil
La Unesco participa na celebración de la Selmana del Aprendizaxe Móvil.
Selmana del Desarme
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama la selmana qu'empieza'l 24 d'ochobre como selmana dedicada a promover los oxetivos del desarme.
El 30 de xunu de 1978 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu S-10/2 "proclama la selmana qu'empieza'l 24 d'ochobre, día de la fundación de les Naciones Xuníes, como selmana dedicada a promover los oxetivos del desarme".
Selmana Internacional de la Ciencia y la Paz
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes decide proclamar la Selmana Internacional de la Ciencia y la Paz que se va celebrar tolos años mientres la selmana del 11 de payares.
El 6 d'avientu de 1988 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 43/61 decide proclamar la Selmana Internacional de la Ciencia y la Paz que se va celebrar tolos años mientres la selmana del 11 de payares.
Selmana Mundial de l'Harmonía Interconfesional
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama la primer selmana de febreru de cada añu Selmana Mundial de l'Harmonía Interconfesional.
El 20 d'ochobre de 2010 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 65/5 proclama la primer selmana de febreru de cada añu Selmana Mundial dela Harmonía Interconfesional ente toles relixones, confesiones y creencies.
Selmana Mundial de la Inmunización
La Organización Mundial de la Salú proclamó la última selmana d'abril Selmana Mundial de la Inmunización.
Les inmunizaciones (con vacunes) son la ferramienta más poderoso cola que cunta anguaño la humanidá, esta llogró amenorgar drástiscamente la morbimortalidad de munches enfermedaes infeicioses. L'estudiu de les inmnizaciones ye ampliu campu d'estudiu que aán tien enforma por apurrir, ye por eso que los gobiernos de tolos países deben de destinar dineru abondo pa la investigación de más vacunes, según la so producción y distribución autónoma, lo que fai amenorgar los costos d'estes. Esta selmana, que s'hai proclamdo como la selmana mundial de la inmunización, espierta la conciencia de los gobiernos en beneficiu de la salú de la humanidá.
Alrodiu de la campaña
Selmana Mundial de la Sensibilización sobre'l Sal
La organización WASH (World Action on Salt and Health o Acción Mundial de Sal y Salú) celebra la Selmana Mundial de la Sensibilización sobre'l Sal.
Selmana Mundial del Espaciu
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes declara Selmana Mundial del Espaciu la selmana entendida ente'l 4 y el 10 d'ochobre.
El día 6 d'avientu de 1999 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 54/68 "declara “Selmana Mundial del Espaciu” la selmana entendida ente'l 4 y el 10 d'ochobre, pa celebrar cada añu a escala internacional les contribuciones de la ciencia y la tecnoloxía espaciales al meyoramientu de la condición humana, teniendo presente qu'el 4 d'ochobre de 1957 llanzar al espaciu ultraterrestre el primer satélite artificial de la Tierra, el Sputnik 1, lo qu'abrió'l camín pa la esploración del espaciu, y que'l 10 d'ochobre de 1967 entró a valir el Tratáu sobre los principios que tienen de rexir les actividaes de los Estaos na esploración y usu del espaciu ultraterrestre, inclusive la Lluna y otros cuerpos celestes".
Día mundial de la sepsis
Mientres el Simposio Internacional de Cuidos Críticos y Medicina d'Emerxencia de 2012 en Bruxeles, l'Alianza Global de la Sepsis anunció'l llanzamientu del día mundial de la Sepsis, col propósitu de menguar el so impactu a nivel global. Celebrar por primer vegada'l 13 de setiembre de 2012 col lema «Frenar la sepsis salva vides», realizándose más de cien eventos en dellos países.
La sepsis ye una enfermedá qu'asocede cuando la respuesta del organismu a una infección estropia los sos propios órganos y texíos. Puede conducir a un colapsu circulatoriu conocíu como shock, a mal funcionamientu de diversos órganos y a la muerte, especialmente si nun ye reconocida y tratada a tiempu. Esti síndrome foi identificáu dende tiempos antiguos y Hipócrates describir como un procesu per aciu el cual la carne descomponse. Entá güei, a pesar de la so alta y creciente incidencia, ye una enfermedá bien pocu conocida pol públicu y suel diagnosticase demasiáu tarde.
Nuna encuesta realizada n'Estaos Xuníos y Europa, ente un 80% y un 90% de la población nun taba familiarizada cola palabra sepsis, y aquellos que si tar desconocíen que se trataba d'una de les principales causes de muerte.
Magar l'aplicación de ciertes midíes terapéutiques nes primeres hores de tratamientu pueden amenorgar la mortalidá, menos d'unu cada siete pacientes recibe esti tratamientu nos tiempos fayadizos. Per cada hora que se retrasa l'entamu del tratamientu antibióticu nos pacientes con sepsis la posibilidá de sobrevivir cai drásticamente. Por esti motivu la sepsis tien de considerase como una enfermedá tiempu-dependiente.
Ente que la sepsis afecta a más persones que'l cáncer de mama, de próstata y de pulmón en xunto, los fondos destinaos a investigación en sepsis son menores al 4% de los destinaos a la investigación na área de dichos cánceres.
Propunxéronse 5 oxetivos globales pa ser cumplíos pal añu 2020. Ellos son:
Día de la Solidaridá colos Presos Políticos de Suráfrica
La Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes proclama'l 11 d'ochobre como Día de la Solidaridá colos Presos Políticos de Suráfrica. 
El 9 de payares de 1976 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na so resolvimientu 31/6 C proclama'l 11 d'ochobre como Día de la Solidaridá colos Presos Políticos de Suráfrica.
La lliberación de Nelson Mandela nel 1990, dempués de 27 años de prisión, y la socesiva elección a xefe d'Estáu, decretaron el fin del apartheid.
Les elecciones del 1994 determinaron la victoria aplastante del Congresu Nacional Africanu (CNA), col 62,65% de los votos, pero per debaxo del estragal del 66,7% (esto ye, los dos tercios) que dexaríen modificar la constitución y d'entós gobierna ininterrumpidamnete el país, primero con Nelson Mandela, dempués con Thabo Mbeki, y sucesivamente con Kgalema Motlanthe. La Comisión pola Verdá y la Reconciliación, instituyida nel 1995, ocupóse d'axuntar testimonios sobre les violaciones de los derechos humanos y concedió la amnistía a quién confesara bonalmente y dafechu los crímenes cometíos a les ordes del gobiernu.
El Sudáfrica post-apartheid, añediendo nueve llingües africanes, llevó'l total de los idiomes oficiales a once. Otru xestu del nuevu gobiernu foi l'abatimientu del arsenal sudafricano.
L'aniversariu de les elecciones del 27 d'abril celébrase como un día festivu pal Sudáfrica, conocíu como Fiesta de la Llibertá.
Les condiciones de vida pa los negros, sicasí, siguen siendo bien difíciles. El gobiernu sudafricano tuvo qu'aceptar les polítiques neolliberales del Fondu Monetariu Internacional: fíxose cargu de pagar la delda internacional creada polos precedentes gobiernos, tamién privatizando munches empreses nacionales. Los servicios sociales (agua, educación, salú) nun son reconocíos a toos. Nes periferies urbanes los probes nun son inda ciudadanos a tolos efectos.
Vesak
El Vesak ye la celebración más destacada del budismu, na que los budistes recuerden a Siddhartha Gautama, el Buda, allegando a templos y faciendo ufriendes. Considérase que Buda nació, algamó'l llume y tamién finó, a los 80 años d'edá, en dos talos díes de Vesak. La espresión tien el so orixe nel primer mes del calendariu hindú.
En tolos países d'Asia con fuerte presencia budista sueli ser fiesta vacacional y, polo xeneral, ye celebráu en tol mundu budista. La decisión de celebrar el Vesak a nivel mundial pa recordar al Buda tomar en 1950 nuna conferencia de la World Fellowship of Buddhists (WFB). Cuidao que el calendariu budista ye de tipu llunar, alcordó celebráselo nel plenilluniu del mes de mayu (Plenilluniu en Tauro).
Amás, la Organización de les Naciones Xuníes reconoz internacionalmente dende 1999 esta xornada, que ye celebrada en dichu plenilluniu na so see y el restu de les sos oficines, según estableció'l Resolvimientu 54/115 del so Asamblea Xeneral.
El nome deriva del Pali vesākha, en sánscritu Vaisakha, que ye'l nome del mes llunar que cai n'abril-mayu. Nes tradiciones budistes Mahayana , la fiesta conocer pol so nome en sánscritu y variantes derivaes de la mesma. Les interpretaciones locales del nome varien según el país, incluyendo:
Buddha Purnima (बुद्ध पुर्णिमा) o Buda Jayanti (बुद्ध जयंती)
La tradición atribúi al propiu Buda la instrucción sobre la manera fayadiza de rindi-y homenaxe. Poco primero de morrer, vio al so fiel servidor Ananda, llorando. El Buda aconseyólu non llorar, sinón entender la llei universal de que toles coses compuestes (incluyendo'l so propiu cuerpu) son impermanentes. Aconseyó a toles persones a nun llorar sobre la desintegración del cuerpu físicu, sinón a considerar les sos enseñances (el Dhamma) como'l so auténticu maestru a partir d'entós, porque namái la verdá del Dhamma ye eterna y non suxetu a la llei del cambéu. Tamién fixo fincapié en que la manera de rindi-y homenaxe, nun yera la mera ufrienda de flores, inciensu, y lluces, sinón tratando de siguir bonalmente les sos enseñances. Asina ye como s'espera que los budistes celebren Vesak, aprovechando la oportunidá pa repitir la so determinación de llevar una vida noble, desenvolver les sos mentes, practicar la bondá amorosa y trabayar pa traer paz y harmonía a la humanidá.
Día de Conmemoración de toles Víctimes de la Guerra Química
La Conferencia de los Estaos Partes decidió qu'el Día de Conmemoración de toles víctimes de la guerra química celebraríase tolos años el 29 d'abril.
La Conferencia de los Estaos Partes "nel so Décimu periodu de sesiones (párrafu 23.3 del C-10/5, de fecha 11 de payares de 2005) decidió qu'el Día de Conmemoración de toles víctimes de la guerra química celebraríase tolos años el 29 d'abril, fecha de 1997 en qu'entró a valir la Convención sobre les Armes Químiques".
Día Internacional de los Voluntarios
El Día Internacional de los Voluntarios foi decretáu pola Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes nel so Resolvimientu 40/212 el 17 d'avientu de 1985. De magar, los gobiernos, el sistema de Naciones Xuníes y les organizaciones civiles xuniéronse de forma esitosa a los voluntarios de tol mundu pa celebrar esti día'l 5 d'avientu.
El 17 d'avientu de 1985 la Asamblea Xeneral de les Naciones Xuníes na Resolvimientu 40/212 "convida a los gobiernos a celebrar tolos años, el 5 d'avientu, un Día Internacional de los Voluntarios pal Desenvolvimientu Económico y Social, y encamentar a adoptar midíes por que se cobre mayor conciencia de la importante contribución qu'apurren los voluntarios, lo cual va aguiyar a más persones de toa condición a ufiertar los sos servicios como voluntarios, tantu nos sos países d'orixe como nel estranxeru".
Dende 2006, el serviciu Voluntariáu en Llinia del programa VNU anuncia'l ganadores del Premiu Voluntariáu en Llinia'l 5 d'avientu de cada añu. El premiu constitúi una forma d'espresar agradecimientu poles contribuciones de los voluntarios en llinia a les organización que trabayen en pro de la paz y el desenvolvimientu. Ye tamién la ocasión d'otorga-y visibilidá al trabayu y los llogros de les organización según a les bones práctiques de voluntariáu en llinia. Los nomaos pueden ser equipos de voluntarios o voluntarios solos. Les nominaciones son esaminaes por un xuráu internacional compuestu por espertos en voluntariáu y cooperación pal desenvolvimientu, y el ganadores anunciar na fase previa al 5 d'avientu, Día Internacional del Voluntariu (DIV). Les hestories de toos el ganadores anteriores atopar na sección Esperiencies del sitiu del serviciu Voluntariáu en Llinia.
Notes emponedores (27 d'ochobre de 2014)
Informes añales
XÚNITE pa poner fin a la violencia escontra les muyeres
Puesta en marcha en 2008, la campaña del Secretariu Xeneral, XÚNITE pa poner fin a la violencia escontra les muyeres, (n'inglés "UNITE to end violence against women") aspira a movilizar a la opinión pública y a los gobiernos pa prevenir y desaniciar la violencia escontra muyeres y neñes en toles partes del mundu.
La visión mundial de la campaña XÚNITE ye la d'un mundu ensin violencia escontra les muyeres y les neñes. Una visión que namái puede consiguise con aiciones y compromisos políticos de los gobiernos nacionales y de los organismos pertinentes.
Nomenclatura estelar
La nomenclatura estelar ye competencia de la Unión Astronómica Internacional (IAU), l'autoridá internacional reconocida p'asignar nomes a les estrelles y otros oxetos astronómicos. Sicasí, munchos de los nomes d'estrelles güei n'usu fueron heredaos de tiempos anteriores a la esistencia de la IAU. Otros nomes, principalmente los de estrelles variables, incluyendo noves y supernoves, vienen siendo añedíos de cutio. Sicasí, la mayor parte d'estrelles nun tienen nengún nome y son conocíes namái pol so númberu de catálogu. Esti artículu contempla de volao dalgunos de los métodos usaos pa denominar a les estrelles.
Les estrelles más brilloses observables a simple vista tienen nomes tradicionales. Ente los más antiguos figuren los d'orixe babiloniu —como Nunki— y los provenientes del griegu antiguu. Cástor y Polux faen referencia a los dioscuros —llexendarios ximielgos de la mitoloxía griega—, ente que'l nome de Naos ye'l términu griegu pa "barcu". Un menor númberu d'estrelles, como Vindemiatrix o Porrima, tienen nomes derivaos del llatín.
Sicasí, la mayor parte de los nomes d'estrelles proceden del árabe de la edá media, cuando los astrónomos de Arabia adoptaron les constelaciones de Ptolomeo dando los sos propios nomes a les estrelles.
Por ello, munchos nomes propios d'estrelles empiecen pol artículu "A el" —Al Nair, Aldebarán, Algieba, Alioth, Aludra, etc.
El términu árabe "dhaneb", "la cola", da orixe a los nomes de Deneb, Denébola, Deneb Kaitos, Deneb Algedi, Deneb Dulfim y Aldhanab.
Igualmente, de la palabra árabe pa "pesu", "wazn", proceden los nomes de Wezen y Wazn.
Finalmente, esisten nomes más modernos como Peacock —"pavu" en veríes, n'alusión a la constelación onde s'atopa—. Esti nome, xuntu al d'Avior, fueron asignaos na década de 1930 al crease "The Air Almanac", un almanaque de saléu usáu pola Royal Air Force.
N'ocasiones surden distintos problemes con estos nomes:
Johann Bayer introdució un sistema pa designar les estrelles más brilloses en cada constelación per mediu de lletres griegues o, menos frecuentemente, per mediu de lletres llatines. Ésti ye un sistema estensamente utilizáu na actualidá, siendo Alfa Chamaeleontis, Omega Sagittarii o N Velorum exemplos d'esta denominación.
La numberación d'estrelles debida a John Flamsteed tamién permaneció popular, anque polo xeneral prefiérense les lletres griegues de Bayer cuando esiste esta opción. Estrelles como 61 Cygni, 89 Herculis o 50 Persei son conocíes por esta nomenclatura.
De manera similar a Flamsteed, Johannes Hevelius tamién numberó estrelles dientro de les constelaciones. El so sistema, sicasí, cayó en desusu, anque dacuando la numberación de Hevelius ye tratada equivocadamente como numberación de Flamsteed.
Aquelles estrelles variables que nun tienen denominación de Bayer reciben un nome específicu como variables. R Hydrae, V Puppis y BC Cygni son exemplos d'esta denominación.
N'ausencia d'un meyor mediu pa nomar a una estrella, los númberos de catálogu usar pa la so designación. Esisten una gran cantidá de distintos catálogos estelares, figurando ente los más utilizaos el Catálogu Henry Draper, el Bright Star Catalogue y el Catálogu Gliese. Polo xeneral, un númberu de catálogu consta de delles lletres qu'indiquen el nome del catálogu, y un númberu que fai referencia a la estrella en concretu. HD 169830, HR 8799, Gliese 22 y LHS 288 son estrelles conocíes pol so númberu de catálogu.
Esisten estrelles nomaes a partir de nomes de persones. Estos son casos escepcionales qu'en munches ocasiones yeren nomes non oficiales darréu reconocíos como oficiales. Amás de la conocida Estrella de Barnard, cabo citar la Estrella de Kapteyn, la Estrella de Plaskett, la Estrella de Przybylski o la Estrella de Campbell.
1 Aquarii
1 Aquarii (1 Aqr) ye una estrella de magnitú aparente +5,15.
Alcuéntrase dientro la constelación d'Acuariu mui cerca de la llende cola vecina Aquila.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralaxe d'Hipparcos, allúgase a 233 ± 11 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Como otres munches estrelles del cielu nocherniegu —por casu τ Aquarii o 88 Aquarii, nesta mesma constelación— 1 Aquarii ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K1III y una temperatura efectivo ente 4688 y 4839 K, cifra que varia según la fonte consultada.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, polo qu'el so tamañu ye casi igual al de Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más próxima a nós.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,8 km/s.
Ye 54 vegaes más lluminosa que'l Sol y ye una estrella del discu finu.
Tien una masa envalorada de 1,46 mases solares y una edá averada de 4760 millones d'años.
1 Aquarii amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,09).
La gran mayoría de los elementos evaluaos presenten niveles daqué mayores a los solares —sacante'l praseodimiu [Pr/H] = -0,08—, reparándose para siliciu y manganesu la mayor estrema respectu, siendo dambos un 66% más abondosos que nel Sol.
1 Cassiopeiae
1 Cassiopeiae (1 Cas) ye una estrella de magnitú aparente +4,84
asitiada na constelación de Cassiopeia.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralaxe del satélite Hipparcos, allúgase a 1130 años lluz del Sistema Solar.
1 Cassiopeiae ye una subxigante blanco-azulada de tipu espectral B0.5IV.
Tien una elevada temperatura efectivo ente 26.850 y 27.100 K y ye descomanadamente lluminosa, 25.500 vegaes más que'l Sol.
El so diámetru angular de 0,204 milisegundos d'arcu, una vegada conocida la so distancia averada, dexa envalorar el so radiu, siendo ésti 7,7 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
Ye una estrella masiva con una masa de 14,9 ± 0,4 mases solares y una edá de namái 5,7 ± 0,1 millones d'años.
1 Cassiopeiae ye una estrella rica en nitróxenu y la so rellación heliu/hidróxenu ye comparable a la d'otres estrelles asemeyaes.
Coles mesmes, nun paez tener campu magnéticu.
Pequeñes variaciones reparaes na so velocidá radial pueden tar aniciaes pola presencia d'una compañera estelar.
1 Centauri
1 Centauri (1 Cen / i Centauri) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +4,23. Allúgase a 63 años lluz de distancia del Sistema Solar.
1 Centauri ye una estrella blanco-mariella de tipu espectral F2V —clasificada tamién como subxigante de tipu F3IV— con una temperatura efectiva de 6730 K.
Les sos carauterístiques físiques nun son bien distintes a les d'estrelles más conocíes como Rijl al Awwa (μ Virginis), η Leporis o β Trianguli Australis.
La so masa ye aprosimao un 43% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 1800 millones d'años.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 64 km/s, siendo'l so periodu de rotación igual o inferior a 1,69 díes.
1 Centauri ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 9,945 díes.
L'acompañante, con una masa envalorada de namái 0,08 mases solares, tópase xusto percima de la llende que define a una nana colorada —per debaxo de 0,08 mases solares nun ye yá una estrella sinón una nana marrón—.
1 Centauri presenta una metalicidá un 11% inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,05).
Polo xeneral, la so composición química difier de la solar tocantes a que diversos elementos, como vanadiu, bariu, europiu y neodimiu, son «sobreabondantes» —esti postreru 2,6 vegaes más abondosa— ente qu'otros son deficitarios. Ente éstos cabe señalar al lantanu, que'l so conteníu relativo equival a una tercer parte del esistente nel Sol.
Abarrúntase que 1 Centauri puede ser una estrella variable de tipu Delta Scuti, poro, recibe la denominación provisional de variable NSV 19951. L'amplitú de la so variación ye pequeña, del orde de 0,02 magnitúes.
Coles mesmes, forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
1 Geminorum
1 Geminorum (1 Gem / HD 41116 / HR 2134) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,15 na constelación de Xéminis, cerca de la llende con Tauru. Ta asitiáu a namái un grau al este del solsticiu de branu, marcando asina la posición del mesmu. Recibe'l nome de Propus, utilizáu tamién pa designar a η Geminorum. Allúgase a 151 años lluz del Sistema Solar.
Anque a simple vista apaez como una sola estrella, 1 Geminorum ta formáu por dos componentes que la so separación media ye de 0,2 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia real de 9,15 UA.
La escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 5,5 UA y 12,5 UA, siendo'l periodu orbital de 13,35 años. Les dos estrelles son xigantes marielles, 1 Geminorum A de tipu espectral G6III y magnitú 4,7, y 1 Geminorum B de tipu G8III y magnitú 5,1.
Per aciu del tapecimientu llunar afayóse que 1 Geminorum A ye, de la mesma, una estrella binaria. A la xigante de clase G6 (1 Geminorum Aa) acompáñala una estrella de magnitú 6,9, posiblemente una nana de tipu F6 (1 Geminorum Ab). Pela so parte, 1 Geminorum B ye tamién una binaria espectroscópica con un periodu orbital de namái 9,60 díes. Nada se sabe de l'acompañante de la xigante de tipu G8. La masa total del sistema ye de 4,30 - 4,65 mases solares y la edá del mesmu envalórase nunos 2000 millones d'años.
1 Lacertae
1 Lacertae (1 Lac / HD 211388 / HR 8498) ye una estrella na constelación de Lacerta —el llagartu— asitiada cerca de la llende con Pegasu.
Con magnitú aparente +4,13, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación dempués de α Lacertae.
Alcuéntrase a una distancia averada de 627 años lluz respectu al Sistema Solar. 
1 Lacertae ye una xigante o xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K3II-III con una temperatura efectivo ente 4260 y 4350 K. El so diámetru ye 51 vegaes más grande qu'el del Sol y relluma con una lluminosidá 3500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Considerada una xigante probe en metales, el so índiz de metalicidá ye [Fe/H] = -0,12, comparable al de Alfard (α Hydrae) , estrella de carauterístiques bien asemeyaes.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá proyeutada de 3,6 km/s, anque otru estudiu alza esta cifra hasta 7,6 km/s.
Anque primeramente pensábase que 1 Lacertae podía ser una estrella variable, posteriores estudios refuguen dicha variabilidá.
1 Pegasi
1 Pegasi (1 Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,09.
Alcuéntrase a 156 años lluz del Sistema Solar,
1 Pegasi ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4671 ± 24 K y ye 60 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 1,2 km/s.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar ([Fe/H] = -0,14).
Tien una edá envalorada de casi 4000 millones d'años y la so cinemática paez corresponder a la d'un miembru de la «corriente d'Hércules»; ésti ye un grupu grande d'estrelles nes cercaníes del Sistema Solar que la so velocidá de rotación en redol al centru galácticu difier significativamente de la que tienen la gran mayoría de les estrelles de la Vía Lláctea.
1 Pegasi forma un sistema binariu con una estrella de magnitú 8,4 separada 36 segundos d'arcu.
Tala acompañante ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,04 años. La componente principal d'esta binaria ye una nana naranxa de tipu K0V.
1 Vulpeculae
1 Vulpeculae (1 Vul) ye una estrella asitiada na constelación de Vulpecula.
Ye, con magnitú aparente +4,76, la sesta estrella más brillosa na constelación.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 811 años lluz del Sistema Solar.
1 Vulpeculae ye una subxigante azul de tipu espectral B4IV con una temperatura superficial de 16.787 ± 287 K. 
La so lluminosidá ye 3376 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru unes 4,7 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 80 km/s.
Presenta una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = 0,00).
La so masa ta entendida ente 6,3 y 6,9 mases solares y tien una edá averada de 50 millones d'años.
1 Vulpeculae constitúi un sistema estelar triple.
De primeres, ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 249 díes. 
La escentricidá de la órbita ye acusada (ε = 0,63).
10 Aquilae
10 Aquilae (10 Aql / HD 176232 / HR 7167) ye una estrella variable na constelación del Águila, asitiada mui cerca de la llende con Hércules. Tien magnitú aparente media +5,91 y alcuéntrase a 243 años lluz de distancia del Sistema Solar.
10 Aquilae ta catalogada como una estrella blancu-mariella de tipu espectral F0spe, A3p o A4p con una temperatura efectivo ente 7650 y 7735 K. Tien una lluminosidá 17,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar y un radiu 2,35 vegaes más grande qu'el radiu solar. El so periodu de rotación ye igual o mayor a un mes. Con una masa de 1,95 mases solares, la so edá envalórase en 850 millones d'años.
10 Aquilae ye una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp), una de les más brilloses dientro d'esti grupu. Amuesa una de les amplitúes de pulsación fotométriques más baxes y caracterízase pol so estrañu comportamientu pulsacional en comparanza a otres estrelles roAp. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, el so periodu nun se sabe con certidume, pudiendo ser d'años. Recibe la denominación de variable V1286 Aquilae.
10 Canum Venaticorum
10 Canum Venaticorum (10 CVn) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
Alcuéntrase ente Cor Caroli (α Canum Venaticorum) y Asterion (β Canum Venaticorum), les dos estrelles más brilloses de la constelación.
De magnitú aparente +6,00, alcuéntrase a 57 años lluz del Sistema Solar.
10 Canum Venaticorum ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo ente 5830 y 5840 K.
Anque en primer instancia puede paecer casi idéntica al Sol o a Asterion —esta postrera na mesma constelación—, presenta una metalicidá bien baxa, siendo la so bayura relativa de fierro igual al 30% de la solar.
Repárase la mesma tendencia n'otros elementos como cobaltu, sodiu, níquel, cobre y manganesu, siendo la bayura d'esti últimu metal [Mn/H] = -0,65.
Piénsase que ye una antigua estrella del discu gruesu que la so órbita alredor del centru de la galaxa llévala a alloñase hasta 2000 pársecs respectu al planu galácticu —sirva como referencia Asterion, que nun s'alloña más de 90 pársecs del planu de la Vía Lláctea—.
D'igual tamañu que'l Sol, 10 Canum Venaticorum xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 3 km/s.
Relluma con una lluminosidá un 15% mayor que la lluminosidá solar y tien una masa envalorada equivalente al 87% de la masa solar.
La so edá envalórase en 8320 millones d'años.
Un escesu en radiación infrarroxo emitida a 70 μm suxure la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
10 Lacertae
10 Lacertae (10 Lac) ye una estrella na constelación Lacerta, el llagartu, de magnitú aparente +4,88.
Alcuéntrase a daqué más de 1000 años lluz del Sistema Solar.
10 Lacertae ye una de les poques estrelles azules de tipu espectral O, estrelles calientes, lluminoses y masives, pero bien escases. La so lluminosidá, teniendo en cuenta que la mayor parte de la radiación ye emitida nel ultravioleta, algama la enorme cifra de 26.800 soles.
Tien una temperatura superficial de 32.000 K y un diámetru 4,7 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 31 km/s, lo qu'implica qu'el so periodu orbital ye inferior a ocho díes.
Como ye característicu d'esti tipu d'estrelles, pierde masa al traviés d'un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie, a un ritmu un millón de vegaes mayor que nel Sol.
Con una masa 16 vegaes mayor que la masa solar, ye una estrella bien nueva, que nel so nucleu produzse la fusión del hidróxenu, asitiándose nel diagrama de Hertzsprung-Russell dientro de la secuencia principal. Sicasí, estes estrelles tan masives peracaben el so combustible rápido y 10 Lacertae va españar como una supernova nunos 10 millones d'años.
Una compañera visual de magnitú +10,0, BD+38 4826B, ta separtada 1 minutu d'arcu de 10 Lacertae.
Nel casu de que fora una compañera real, la so distancia al respective de 10 Lacertae sería de siquier 20.000 UA, polo que posiblemente nun esista rellación física ente dambes estrelles.
10 Tauri
10 Tauri (10 Tau / HD 22484 / HR 1101 / Gliese 147) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +4,28. Alcuéntrase a 45 años lluz del Sistema Solar.
10 Tauri ye una estrella mariella de tipu espectral F9IV-V, clasificación estelar que la asitia ente una subxigante y una nana mariella. Paez ser una estrella evolucionada a puntu d'abandonar la secuencia principal; consecuentemente ye una estrella antigua, que la so edá envalorada ye de 5300 ± 1000 millones años.
Con una temperatura efectivo de 5996 K, ye unes 3 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye un 35% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,5 km/s.
La so masa entepasa nun 15% a la masa solar y amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la de la nuesa estrella ([Fe/H] = -0,045).
Les sos carauterístiques físiques fáenla bien asemeyada a Zavijava (β Virginis) y, al igual qu'ésta, alcuéntrase ente los oxetivos prioritarios del proyeutu Terrestrial Planet Finder pa la busca de planetes terrestres.
L'escesu d'emisión infrarroxa deteutáu en 10 Tauri suxer la esistencia d'un discu circumestelar arrodiando la estrella. El discu de polvu puede tener unes 4,3 UA de radiu y una temperatura de 142 K.
10 Ursae Majoris
10 Ursae Majoris (10 UMa / HD 76943 / HR 3759) ye una estrella de magnitú aparente +3,97, qu'a pesar del so nome, alcuéntrase na constelación del Llobu cerval. Cuando nel sieglu XVIII asignáronse los númberos de Flamsteed encuadróse na constelación del sietestrellu; sicasí, coles llendes modernes de les constelaciones establecíes na década de 1920, la estrella quedó finalmente integrada dientro de Llobu cerval. Anguaño ye la tercer estrella más brillosa d'esta constelación dempués de α Lyncis y 38 Lyncis.
10 Ursae Majoris ye una estrella binaria compuesta por una nana blancu-mariella de tipu espectral F5V y magnitú +4,11, y una estrella asemeyada al Sol de magnitú +6,18 y tipu G5V. La componente más brillosa tien una temperatura de 6500 K y una lluminosidá 4,8 vegaes mayor que la del Sol. La nana mariella análoga al Sol tien 5600 K de temperatura y un 80% de la lluminosidá solar. La distancia media ente dambes ye de 10,6 UA, moviéndose nuna órbita moderadamente escéntrica que fai que la separtación varie ente 12,0 y 9,9 UA a lo llargo d'un periodu orbital de 21,78 años. Les mases envaloraes son 1,44 mases solares pa la estrella F5 y 1 masa solar pa la estrella G5. El sistema alcuéntrase a 54 años lluz de la Tierra. 
101 Herculis
101 Herculis (101 Her) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,11.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 328 años lluz del Sistema Solar.
101 Herculis ye una xigante blanca de tipu espectral A8III, non bien distinta de γ Herculis o de Seginus (γ Bootis).
Tien una temperatura superficial de 7750 K y relluma con una lluminosidá 79 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 42 km/s.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar ([Fe/H] = +0,08).
Ye más masiva qu'el Sol, envalorándose la so masa en 3,6 mases solares.
Dellos elementos como sodiu, samariu y cobaltu son sobreabundantes en rellación al Sol; en concretu, esti últimu metal ye 3 vegaes más abondosu que na nuesa estrella.
Nel otru estremu, los niveles de calciu y zirconiu son inferiores a los solares.
107 Piscium
107 Piscium (107 Psc / Gliese 68 / HD 10476) ye una estrella de la constelación de Piscis de magnitú aparente +5,24. Ta asitiada na parte nordés de la constelación, al noroeste de Sheratan (β Arietis) y al sureste de la Galaxa del Triángulu (M33). Ye una de les estrelles brilloses —entendiendo como tales aquelles que nun son nanes coloraes o nanes blanques— más cercanes al Sistema Solar, yá que s'atopa a 24,4 años lluz de distancia.
107 Piscium ye una nana naranxa de tipu espectral K1V más pequeña y tenue qu'el Sol, asemeyada a Alfa Centauri B o 70 Ophiuchi A. La so masa ye de 0,812 ± 0,064 mases solares y el so radiu equival al 81 % del que tien el Sol.
Con una temperatura efectivo de 5181 K, la so lluminosidá supón namái el 43 % de la de la nuesa estrella. La rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu correspuende al 93% de la esistente nel Sol. 
Nun se deteutó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
Piénsase que pue ser una estrella variable y dióse-y la denominación provisional, tocantes a variable, de NSV 600.
Visualmente hai dos estrelles tenues (magnitúes +11,7 y +12,1) a 19 y 104 segundos d'arcu de 107 Piscium. La segunda ye claramente una compañera óptica y la primera tamién puede selo.
109 Herculis
109 Herculis (109 Her / HD 169414 / HR 6895) ye una estrella de magnitú aparente +3,84 que s'atopa na constelación d'Hércules.
Magar nun tener denominación de Bayer, ye la duodécima estrella más brillosa na constelación.
Yera una de les estrelles más brilloses de la sumida constelación de Tigris, que faía alusión al ríu de Mesopotamia.
Asitiada a 128 años lluz de distancia del Sistema Solar, 109 Herculis ye una de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu.
De tipu espectral K2III, la so temperatura efectivo ye de 4585 K.
A partir del so diámetru angular correxíu pol escurecimientu de llimbu, 3,03 milisegundos d'arcu, puede evaluase el so radiu, siendo ésti 12,8 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Dichu tamañu ye comparable al d'otres conocíes xigantes como Pólux (β Geminorum) o Menkent (θ Centauri).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,5 km/s.
109 Herculis tien un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,16.
La so cinemática suxure que ye una estrella del discu gruesu; la so órbita alredor del centru galácticu llevar a allonxase más de 1000 pársecs respeutu al planu de la galaxa.
109 Piscium
109 Piscium ye una estrella subxigante mariella, alcontrada a aprosimao 106 años lluz de distancia na constelación Piscis. Tien una masa asemeyada al Sol, y tien una mayor cantidá de fierro.
En 2000 el planeta estrasolar 109 Piscium b deteutóse orbitando esta estrella.
Na novela númberu 13 de Viaxe a les estrelles, Wounded sky (1983, Diane Duane), el USS Enterprise causa intencionalmente que la estrella 109 Piscium se convierta nuna supernova, al ingresar a velocidá warp mui cerca de la so superficie, coles mires de destruyir una flotilla de naves Klingon que lu escorríen. El capitán James T. Kirk presiente que seique "va metese en problemes" cola Federación pol so cursu d'aición.
109 Virginis
109 Virginis (109 Vir / HD 130109 / HR 5511) ye una estrella na constelación de Virgu asitiada cerca de la llende con Serpens. Entá escareciendo de denominación de Bayer ye la séptima estrella más brillosa de la so constelación, con magnitú aparente +3,71. Alcuéntrase a 129 años lluz del Sistema Solar.
109 Virginis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V con una temperatura superficial de 9683 K.
Les sos carauterístiques son bien similares a les de Vega (α Lyrae), siendo la so lluminosidá 52 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu 2,7 vegaes mayor qu'el radiu solar. La distinta distancia que nos dixebra d'una y otra —109 Virginis ta cinco veces más alloñada que Vega— fai qu'ésta última sía muncho más brillosa.
La so elevada velocidá de rotación de siquier 290 km/s ye enforma mayor que la del Sol, de tan solo 2 km/s.
Per otra parte, amuesa un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— bien inferior al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,80.
Tien una masa 2,58 vegaes mayor que la del Sol.
Con una edá averada de 295 millones d'años, percorrió yá'l 68% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
Anque catalogada como una posible estrella variable (NSV 6794) con una oscilación nel so rellumu de magnitú +3,70 a +3,75, recién estudios indiquen que nun s'aprecia variación significativa dende 1979.
11 Aquarii
11 Aquarii (11 Aqr / HD 199960 / HR 8041) ye una estrella de magnitú aparente +6,21 encuadrada na constelación d'Acuariu. Alcuéntrase a 86 años lluz del Sistema Solar.
11 Aquarii ye una nana mariella asemeyada en munchos aspeutos al nuesu Sol.
De tipu espectral G1V, tien una temperatura superficial de 5973 ± 26 K, casi 200 K superior a la solar.
La so lluminosidá perpasa a la del Sol nun 86% y tamién el so diámetru ye daqué más grande qu'el diámetru solar —en redol a un 30% mayor—, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s.
Con una masa averada igual a 1,2 mases solares, nun esiste consensu tocantes a la so edá: dellos estudios señalen cifres entendíes ente los 4400 y los 6300 millones d'años.
11 Aquarii presenta un índiz de metalicidá más eleváu qu'el del Sol ([Fe/H] = +0,25).
Tolos elementos químicos evaluaos son más abondosos que na nuesa estrella, siendo'l aluminiu el qu'esibe una diferencia más acusada; el so conteníu relativo ye 2,5 vegaes más abondosu que nel Sol.
11 Camelopardalis
11 Camelopardalis (11 Cam / HD 32343 / HR 1622) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa, de magnitú aparente +5,03. Constitúi una estrella doble con 12 Camelopardalis, de la que ta dixebrada 3 minutos d'arcu. Alcuéntrase aprosimao a 670 años lluz del Sistema Solar.
11 Camelopardalis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5Ve con una temperatura efectivo de 16.121 K.
Tien un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so masa envalórase en 5 mases solares y tien una edá averada de 55 millones d'años.
La rápida rotación de 11 Camelopardalis —la so velocidá de rotación proyeutada ye de 102 km/s— favorez que sía una estrella Be; nestes estrelles esiste un discu circunestelar qu'emite radiación, creáu pola perda de masa dende les zones ecuatoriales de la estrella.
Achernar (α Eridani) o α Arae son dos estrelles Be asemeyaes a 11 Camelopardalis.
Esta postrera apaez catalogada como variable eruptiva Gamma Cassiopeiae, recibiendo la denominación de variable BV Camelopardalis.
11 Comae Berenices
11 Comae Berenices (11 Com) ye un sistema estelar na constelación de Melota de Berenice.
De magnitú aparente +4,74, ye'l cuartu más brillosu de la so constelación, dempués de β Comae Berenices, Diadem (α Comae Berenices) y γ Comae Berenices.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, a 290 años lluz del Sistema Solar.
La estrella primaria de 11 Comae Berenices ye una xigante mariella de tipu espectral G8III que la so temperatura efectivo ye de 4806 ± 34 K.
Ye 175 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 19 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma amodo y la so velocidá de rotación proyeutada ye de namái 0,6 km/s.
La so masa envalórase en 2,7 ± 0,3 mases solares.
La estrella secundaria tien magnitú +12,9 y tópase separada visualmente 9,1 segundos d'arcu de la estrella primaria.
El sistema amuesa un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,36.
En 2008 afayóse un oxetu, denomináu 11 Comae Berenices b, n'órbita alredor de la estrella primaria d'esti sistema.
Tien una masa 19,4 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, percima de la llende de fusión del deuteriu, lo qu'implica que dichu oxetu ye una nana marrón.
El so periodu orbital ye de 326 díes y el semiexe mayor de la so órbita ye de 1,29 UA.
11 Cygni
11 Cygni (11 Cyg / HD 185037 / HR 7457) ye una estrella de la constelación del Cisne de magnitú aparente +6,03. 
Alcuéntrase a una distancia averada de 740 años lluz del Sistema Solar.
11 Cygni ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8Vne. Tien una temperatura efectivo de 13.000 ± 500 K y relluma con una lluminosidá 355 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru ye 2,7 vegaes más grande qu'el del Sol y, al igual qu'otres estrelles de les sos carauterístiques, xira sobre sigo mesma bien apriesa, algamando'l so velocidá de rotación proyeutada los 287 km/s —140 vegaes más rápida que'l Sol—.
Ello provoca la formación d'un discu circumestelar al so alredor, consecuencia de la perda de masa pola rápida rotación.
Clasificada como estrella Be —γ Cassiopeiae y α Arae son dos exemplos notables d'esta clase d'estrelles—, tamién foi catalogada como estrella con envoltura.
La masa de 11 Cygni ye 4 vegaes mayor que la masa solar y les estrelles, cuanto más masives son, más apriesa evolucionen y más curties son les sos vides.
11 Leonis Minoris
11 Leonis Minoris (11 LMi / SV Leonis Minoris / HD 82885) ye una estrella binaria na constelación de Leo Minor, asitiada al este de α Lyncis, norte de Rasalas (μ Leonis) y Duhr (δ Leonis), y oeste de β Leonis Minoris y Praecipua (46 Leonis Minoris). Alcuéntrase a 36,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
11 Leonis Minoris A (GJ 356 A), la estrella principal, ye probablemente una nana mariella de tipu espectral G8Vv —clasificada tamién como una xigante de tipu G8III— de magnitú aparente +5,41. La so masa envalórase en redol al 86% de la masa del Sol, siendo'l so diámetru inciertu, con estimaciones entendíes ente 0,85 y 1,44 vegaes el valor del diámetru solar. Relluma con una lluminosidá bolométrica equivalente al 78% de la lluminosidá solar. De metalicidá comparable a la del Sol, 11 Leonis Minoris A amuesa actividá cromosférica, tando clasificada como una variable RS Canum Venaticorum, reparándose manches que cubren el 15% de la so superficie. El periodu de variabilidá de la so curva de lluz ye de 18 ~ díes.
11 Leonis Minoris B (GJ 356 B) ye una nana colorada de tipu M5V y magnitú +13. La so masa puede corresponder al 20% de la masa solar.
La separación media ente les dos estrelles ye de 43,0 UA, siendo la órbita desaxeradamente escéntrica (y = 0,88), lo que provoca que la separación fluctúe ente 5,2 y 80,8 UA. El periodu orbital del sistema ye de 201 años.
11 Librae
11 Librae (11 Lib / HD 130952 / HR 5535) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +4,93.
Alcuéntrase a una distancia averada de 216 años lluz respectu al Sistema Solar.
11 Librae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4750 K.
Asemeyáu a otres xigantes como Capella A (α Aurigae) o Vindemiatrix (ε Virginis), ye 56 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu 13 vegaes más grande qu'el radiu solar, valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,38 milisegundos d'arcu—.
La so masa ye aprosimao un 85% mayor que la del Sol, nun esistiendo consensu sobre la so edá; una fonte señala una edá de 1260 millones d'años, ente qu'otra atribuyir una edá considerablemente cimera de 5000 ~ millones d'años.
La so metalicidá ye inferior a la del Sol, con una bayura relativa de fierro ente'l 40 y el 47% de la esistente na nuesa estrella; otra manera, los valores de nitróxenu y oxíxenu son comparables a los solares.
Puede ser una estrella del discu gruesu —a diferencia del Sol, estrella del discu finu—, llevándola la so órbita galáctica a una distancia máxima de 0,70 kilopársecs respectu al planu de la Vía Lláctea.
11 Puppis
11 Puppis (11 Pup / j Puppis / HD 65228 / HR 3102) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
Docena en rellumu ente les estrelles de la so constelación, la so magnitú aparente ye +4,20. 
Alcuéntrase a unos 500 años lluz del Sistema Solar.
11 Puppis ye una xigante lluminosa blancu-mariella de tipu espectral F7/F8 II con una temperatura superficial de 5932 K.
Anque les xigantes de tipu K y G-tardíu son abondosos, les de tipu F —más calientes— nun lo son tantu; 25 Monocerotis o ρ Puppis pertenecen a esta clase, pero 11 Puppis ye claramente más lluminosa que cualesquier d'elles.
11 Puppis relluma con una lluminosidá 457 vegaes superior a la del Sol y 20 vegaes superior a la de ρ Puppis.
Tien un radiu 24 vegaes más grande qu'el radiu solar y ye una estrella masiva de 4,2 mases solares con una edá averada de 145 millones d'años.
Nun esiste unanimidá no referente a la metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— de 11 Puppis; un estudiu señala una metalicidá igual a la solar, ente qu'otru trabayu señala un conteníu metálico tres veces mayor qu'el de la nuesa estrella.
Esta estrella nun tien de ser confundida con HD 64760, conocida tamién como J Puppis.
11 Ursae Minoris
11 Ursae Minoris (11 UMi / HD 136726 / HR 5714) ye una estrella asitiada na constelación de la Osa Menor. La so magnitú aparente ye +5,02 y alcuéntrase a 390 años lluz del Sistema Solar. En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
11 Ursae Minoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K4III con una temperatura superficial de 4340 ~ K.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —correxida pol escurecimientu de llimbu— ye de 2,336 ± 0,020 milisegundos d'arcu, lo que dexa calcular el so radiu, 30,7 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una lluminosidá 229 vegaes mayor que la del Sol.
La so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,04).
A pesar d'ello, ye relativamente probe en metales en comparanza con otres estrelles de la secuencia principal qu'alluguen planetes estrasolares.
11 Ursae Minoris tien una masa de 1,8 - 2 mases solares y una edá envalorada de 1560 ± 540 millones d'años.
Piénsase que la so proxenitora cuando taba na secuencia principal yera una estrella blanca de la secuencia principal.
En 2009 afayóse un oxetu masivu, denomináu 11 Ursae Minoris b, n'órbita alredor de 11 Ursae Minoris. Tien una masa mínimo 10,5 vegaes mayor que la Xúpiter, polo que puede ser un planeta masivu o una nana marrón si la so masa ye más de 13 vegaes mayor que la de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 1,54 UA al respective de la estrella y el so periodu orbital ye de 516 díes (1,41 años).
110 Herculis
110 Herculis (110 Her) ye una estrella de magnitú aparente +4,20 encuadrada na constelación d'Hércules.
Alcuéntrase a 62 años lluz de distancia del Sistema Solar.
110 Herculis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V, anque tamién foi catalogada como F5.5IV-V, lo qu'indica que podría tar rematando yá la fusión del so hidróxenu nuclear.
Tien una temperatura efectivo de 6376 ± 39 K y una lluminosidá igual a 6,3 vegaes la lluminosidá solar.
El so radiu equival a pocu más del doble del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 14,1 km/s.
110 Herculis nun presenta escesu na radiación infrarroxo emitida nin a 24 μm nin a 70 μm, polo que nun paez tar envolubrada nun discu circumestelar de polvu y escombros.
Tampoco amuesa signos d'actividá cromosférica.
Como'l Sol, el so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.
110 Herculis evidencia un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,17.
Polo xeneral, los niveles d'otros elementos siguen la mesma pauta, sacante lantanu, samariu, europiu y bariu; esti últimu metal ye un 66% más abondosu que nel Sol ([Ba/H] = +0,22).
A lo último, señalar que la so bayura relativa de litiu ye mayor que la del Sol (A(Li) = 1,75 frente al valor solar 0,92).
110 Virginis
110 Virginis (110 Vir / HD 133165 / HR 5601 / HIP 73620) ye una estrella na constelación de Virgu asitiada casi na llende con Serpens Caput. Tien magnitú aparente +4,40 y alcuéntrase a 184 años lluz del Sistema Solar.
110 Virginis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0.5IIIb con una temperatura superficial de 4700 K. 
La so lluminosidá ye 79 vegaes mayor que la del Sol y tien un radiu 13 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a otres xigantes naranxes más conocíes como Menkent (θ Centauri), Nash (γ Sagittarii) o α Monocerotis, toes elles más brilloses por tar más cerca de la Tierra. La velocidá de rotación de 110 Virginis ye de 2,24 km/s. Clasificada como una posible estrella variable (NSV 20230), estudios subsiguientes nun confirmaron dicha variabilidá.
Les variaciones na velocidá radial de 110 Virginis amuesen una periodicidá de 512 díes, magar nun ye posible estremar si dicha variación débese a mecanismos intrínsecos (pulsaciones de la mesma estrella) o estrínsecos (presencia d'una compañera subestelar).
111 Herculis
111 Herculis (111 Her / HD 173880 / HR 7069) ye una estrella de magnitú aparente +4,35 na constelación d'Hércules.
Alcuéntrase a 93 años lluz del Sistema Solar.
111 Herculis figura catalogada nes bases de datos como xigante blanca de tipu espectral A5III.
Con una temperatura efectivo de 8567 K, el so diámetru angular de 0,52 ± 0,02 milisegundos d'arcu dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti un 60% más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 72 km/s.
111 Herculis ye una estrella que'l so conteníu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— ye cimeru al del Sol.
A esceición del cobre, tolos elementos evaluaos presenten niveles más altos que na nuesa estrella; el itriu ye 25 vegaes más abondosa que nel Sol, ente que bariu y estronciu son, respectivamente, 17 y 10 vegaes más abondoses.
Anque en menor midida, el fierro ye tamién sobreabundante ([Fe/H] = +0,33).
Piénsase que 111 Herculis ye una estrella binaria, magar nada se sabe sobre la so compañera estelar.
Tamién figura como miembru del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
111 Tauri
111 Tauri (111 Tau / HD 35296 / HR 1780 / Gliese 202) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +5,00 que s'atopa a 47,8 años lluz del Sistema Solar. Forma parte del grupu de les Híades acomuñáu col cúmulu del mesmu nome. Comparte movimientu propiu con HD 35171, visualmente a 707 segundos d'arcu.
111 Tauri ye una nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura efectivo de 6165 K. Tien un radiu un 30% más grande qu'el radiu solar y ye un 17% más masiva qu'el Sol. Consecuentemente, la so lluminosidá ye 1,86 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 15,9 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación igual o inferior a 4,09 díes. Tien una bayura relativa de fierro llixeramente cimeru a la del Sol, magar el so conteníu de litiu ye desusadamente eleváu.
111 Tauri, poles sos carauterístiques y proximidá, alcuéntrase ente los oxetivos prioritarios del proyectu Terrestrial Planet Finder pa la busca de planetes terrestres.
112 Piscium
112 Piscium (112 Psc) ye una estrella de magnitú aparente +5,90 asitiada na constelación de Piscis.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos d'Hipparcos, alcuéntrase a 109 años lluz del Sistema Solar.
112 Piscium ye una subxigante mariella de tipu espectral G2IV.
Con una temperatura efectivo ente 5911 y 5929 K, ye una estrella llixeramente evolucionada que'l so diámetru ye un 66% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 5,6 km/s.
La so lluminosidá ye 3,7 vegaes superior a la del Sol y tien una masa un 37% mayor que la masa solar.
Tocantes a la so composición elemental, 112 Piscium ye notable pol so eleváu conteníu de metales, más del doble que la solar ([Fe/H] = +0,31).
Non yá el fierro, sinón tolos elementos evaluaos son «sobreabundantes» en rellación a los niveles solares; ente ellos destaquen los elevaos conteníos de magnesiu y europiu, tres veces y media más abondoses que nel Sol.
En cuanto al litiu —elementu que presenta'l rangu de niveles más ampliu ente estrelles asemeyaes al Sol—, 112 Piscium evidencia un nivel inferior a la solar (log[Li] = 0,95), magar que'l conteníu d'esti elementu nel nuesu Sol ye yá bien baxu.
12 Aquilae
12 Aquilae (12 Aql / i Aquilae) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +4,03.
Anque nun tien nome propiu habitual, esta estrella foi llamada Bered, términu procedente del hebréu בָּרָד "barad", que'l so significáu ye «nube».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 144 años lluz del Sistema Solar.
12 Aquilae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura efectivo de 4603 K.
La midida del so diámetru angular en banda K por interferometría ye de 2,42 ± 0,01 milisegundos d'arcu; conociendo la distancia, puede evaluase el so diámetru, resultando ser ésti unes 12 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,9 km/s.
12 Aquilae relluma con una lluminosidá 60 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar nun 35% ([Fe/H] = -0,19).
Ye, como'l Sol, una estrella del discu finu y tien una edá envalorada de 4640 millones d'años.
12 Bootis
12 Bootis (12 Boo / d Boo / HD 123999) ye una estrella binaria na constelación de Boötes, el pastor. Con magnitú aparente +4,82, la separación ente los sos componentes ye d'aprosimao 1 segundu d'arcu. Alcuéntrase a 120 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los dos estrelles que componen el sistema son dos subxigantes blancu-marielles de tipu espectral F9IV y F8IV respectivamente. La primera d'elles, 12 Bootis A, ye la más brillosa y la menos caliente con una temperatura superficial de 6130 K. La so lluminosidá ye 7,76 vegaes la del Sol y el so radiu ye 2,47 vegaes mayor qu'el radiu solar. 12 Bootis B tien una temperatura de 6230 K, una lluminosidá de 4,69 soles y un radiu de 1,86 radios solares. La diferencia en lluminosidá, a pesar de tener tipos espectrales prácticamente iguales, débese a la diferencia de masa ente les dos estrelles (12 Bootis A tien 1,416 mases solares y 12 Bootis B tien 1,374 mases solares) xuntu al distintu estáu evolutivu. Ente que en 12 Bootis B inda tien llugar la fusión nuclear de hidróxenu nel so interior, 12 Bootis A, con un nucleu inerte de heliu, ta empezando a tresformase nuna xigante colorada.
Dambes estrelles orbitan alredor del centru de mases común cada 9 díes, 14 hores y 30 minutos. La so separación media ye de 0,1245 UA, un terciu de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol.
12 Comae Berenices
12 Comae Berenices (12 Com / HIP 60351 / HD 107700 / HR 4707) ye una estrella allugada na constelación de Coma Berenices de magnitú aparente +4,78.
12 Comae Berenices ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral H76. Alcuéntrase a 273 años lluz de distancia, y ye el componente principal d'un sistema múltiple d'estrelles. La edá de la estrella envalórase que ye de 500 millones d'años, pero verdaderamente nun ye mayor de 1,5 billones d'años. La bayura de fierro de 12 Comae Berenices ye 0,23 (169,8% del Sol). Ta moviéndose al traviés de la Galaxa a una velocidá de 6,8 km/s respeutu al Sol.
12 Comae Berenices ye 74 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una temperatura superficial de 6.500 K.
12 Hydrae
12 Hydrae (12 Hya / D Hydrae / HD 74918) ye una estrella na constelación d'Hidra.
Anque güei nun tien nome propiu, na astronomía china yera conocida como Tianji —anque delles fontes asignen esti títulu a λ Velorum—, que representaba un asesor que decidía si los animales yeren lo bastante vieyos pa ser sacrificaos.
De magnitú aparente +4,32, alcuéntrase a 244 años lluz del Sistema Solar.
12 Hydrae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo ente 5012 y 5063 K.
Ye 79 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar; el so tamañu ye comparable al d'otres estrelles xigantes similares como Vindemiatrix (ε Virgnis) o β Lacertae.
12 Hydrae esibe un conteníu metálico inferior a la solar: diverses fontes asígnen-y un índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,14 y -0,30.
Con una masa envalorada de 2,8 mases solares, ye una estrella del discu finu al igual que'l Sol.
12 Hydrae puede tener una compañera estelar, formando una binaria astrométrica de llargu periodu.
La posible acompañante tien magnitú +13,7 y la separación actual ente dambes estrelles ye de 25 segundos d'arcu.
12 Lyncis
12 Lyncis (12 Lyn) ye un sistema estelar na constelación del Llobu cerval de magnitú aparente +4,87.
La midida de la so paralax (15,19 ± 0,78 milisegundos d'arcu) asítia-y a una distancia de 215 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes principales de 12 Lyncis formen una estrella binaria que la so separación visual ye d'apenes 1,8 segundos d'arcu.
La primaria, 12 Lyncis A, tien magnitú aparente +5,52.
Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1.5V con una masa averada 2,5 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 90 km/s.
Con una masa de 1,9 mases solares, el so radiu ye 2,4 vegaes más grande qu'el del Sol. La so velocidá de rotación ye de siquier 100 km/s.
La separación real ente dambes estrelles ye de 128 UA —unes cuatro vegaes la distancia ente Neptunu y el Sol— y el periodu orbital ye de 704 años.
Una tercer estrella, denominada 12 Lyncis C, ta físicamente amestada a esta binaria.
Visualmente a 8,7 segundos d'arcu —lo qu'equival a una separación real de más de 570 UA—, tien magnitú aparente +7,34.
Con una masa de 1,4 mases solares, completa una órbita alredor de la binaria cada 5640 años.
12 Ophiuchi
12 Ophiuchi (HD 149661 / HR 6171 / GJ 631) ye una estrella variable na constelación de Ophiuchus.
Clasificada como variable BY Draconis, recibe la designación de variable V2133 Ophiuchi.
Ta asitiada a 31,9 años lluz de distancia del Sistema Solar y tien magnitú aparente media +5,76.
12 Ophiuchi ye una nana naranxa de tipu espectral K0Vcon una temperatura efectivo de 5200 K.
Tien una lluminosidá igual al 49% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu evaluáu a partir de la midida directa del so diámetru angular— ye un 7% más pequeñu qu'el radiu solar.
Presenta una bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,04).
La so gravedá superficial, log(g) = 4,6, ye daqué cimera a la solar.
La so elevada velocidá de rotación, y tamién la so actividá cromosférica, suxuren que ye una estrella relativamente nueva; envaloróse la so edá en 200 millones d'años, lo que correspuende a un 4% de la edá del Sol.
Hasta'l momentu nun s'afayó nengún oxetu n'órbita alredor de 12 Ophiuchi, y permanez inciertu si tien un discu circumestelar en redol a ella.
La variabilidá de 12 Ophiuchi atribuyir a actividá magnética a gran escala na so cromosfera —en forma de manches estelares— xuníu a un periodu de rotación que fai que les rexones actives entren y salgan del campu de visión. Esto da llugar a la variabilidá de baxa amplitú reparada. Sicasí, 12 Ophiuchi tamién paez amosar una rápida variación na so lluminosidá, posiblemente debida a cambeos nes manches estelares. Midíes de la variabilidá al llargu plazu amuesen dos ciclos d'actividá de les manches estelares que se superponen,a diferencia del Sol qu'amuesa un únicu ciclu de 11 años. Los periodos d'estos dos ciclos son de 4,0 y 17,4 años.
12 Persei
12 Persei (12 Persei / HD 16739 / HR 788) ye una estrella binaria na constelación de Perséu.
Asitiada a 79 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +4,90.
La componente principal del sistema ye una nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura efectivo de 6100 K.
Relluma con una lluminosidá 3,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye un 62% más grande qu'el radiu solar.
Con una masa un 38% mayor que la del Sol, ye una estrella asemeyada a Zavijava (β Virginis) o θ Persei A, esta postrera tamién na constelación de Perséu.
La so compañera ye tamién una nana mariella, anque más fría y menos lluminosa. De tipu G1.5V y 5850 K de temperatura, tien una masa de 1,24 mases solares.
Dos veces más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye un 38% más grande qu'el radiu solar.
El periodu orbital ye de 330,98 díes con una separación media ente dambes estrelles de 1,30 UA, magar la órbita ye bien escéntrica (ε = 0,67).
El sistema tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 38% más elevada que la del Sol ([Fe/H] = +0,14) y una edá envalorada de 400 millones d'años.
13 Ceti
13 Ceti (13 Cet / HD 3196 / GJ 23) ye un sistema estelar alcontráu na constelación de Cetus. Asitiáu a una distancia de 69 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +5,20.
La componente principal del sistema, 13 Ceti A, ye una nana mariella de tipu espectral F8V —asemeyada, por casu, a γ Pavonis o a 111 Tauri— con una masa un 18% mayor que la masa solar.
El semiexe mayor de la órbita ente los dos componentes ye de 0,23 segundos d'arcu, equivalente a una separación proyeutada de 4,9 UA. Empleguen 6,92 años en completar una vuelta alredor del centru de mases común.
13 Ceti A ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de namái 2,08 díes.
L'acompañante d'esti subsistema, 13 Ceti Ab, ye una estrella de baxa masa (~ 0,35 mases solares).
Como n'otres variables d'esti tipu —ente les que se cunten Capella (α Aurigae) o II Pegasi—, la fluctuación de rellumu ye pequeña, de namái 0,1 magnitúes.
El sistema recibe la denominación, tocantes a variable, de BU Ceti.
La metalicidá de 13 Ceti ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,07) y la so edá envalórase en 3800 millones d'años.
13 Delphini
13 Delphini (13 Del) ye una estrella na constelación del Delfín de magnitú aparente +5,61.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 429 ± 32 años lluz del Sistema Solar.
13 Delphini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V.
Les estrelles blanques de la secuencia principal son frecuentes nel cielu nocherniegu y na constelación del Delfín ζ Delphini y ι Delphini son dos exemplos.
13 Delphini tien una temperatura efectivo de 9840 K y ye una estrella bien paecida a Vega (α Lyrae) o a γ Piscis Austrini, tamién estrelles A0V.
Sicasí, 119 vegaes más lluminosa qu'el Sol, emite tres veces más radiación que Vega.
Como otres estrelles análogues, 13 Delphini xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 170 km/s.
La so masa ye de casi trés mases solares y yá percorrió más del 85% de la so trayectoria como estrella de la secuencia principal.
13 Delphini forma un sistema binariu con una compañera de magnitú +8,51.
La separación ente dambes ye de 1,5 segundos d'arcu, permaneciendo prácticamente inalterada mientres los postreros 160 años.
13 Monocerotis
13 Monocerotis (13 Mon / HD 46300 / HR 2385) ye una estrella de magnitú aparente +4,50 na constelación del Unicorniu.
Ye una estrella tan distante que la midida de la so paralax nun ye fidedigna. La meyor estimación de la so distancia basar na so probable pertenencia a la asociación OB1 Mon, que la asitia aprosimao a 2800 años lluz del Sistema Solar.
13 Monocerotis ye una superxigante blanca de tipu espectral A0Ib con una temperatura superficial de 9670 K.
Anque ye descomanadamente lluminosa, 10.800 vegaes más qu'el Sol, la so lluminosidá ye una quinta parte de la de Deneb (α Cygni), la superxigante blanca más conocida. Temperatura y lluminosidá dan como resultáu un radiu 37 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 18 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 105 díes.
Con una masa de 9 mases solares, anguaño ta aumentando amodo de tamañu con un nucleu inerte de heliu; empecipió la so vida como una estrella caliente de tipu B1 y fai namái 60.000 años remató la fusión del so hidróxenu internu.
Al igual qu'otres superxigantes, 13 Monocerotis esperimenta una significativa perda de masa debíu al vientu estelar que sopla dende la so superficie a una velocidá de 325 km/s.
13 Trianguli
13 Trianguli (13 Tri / HD 15335 / HR 720) ye una estrella na constelación de Triangulum de magnitú aparente +5,89. Alcuéntrase a 100 años lluz de distancia del Sistema Solar.
13 Trianguli ta clasificada como una nana mariella de tipu espectral G0V.
Similar al Sol en ciertos aspeutos, ye 55 ~ K más caliente qu'ésti, con una temperatura efectivo de 5834 K.
Sicasí, con una masa de 1,1 mases solares, piénsase que ye una estrella más evolucionada que'l Sol que la so edá más probable ye de 6760 millones d'años.
El so diámetru, qu'entepasa nun 80% al diámetru solar, asina como la so lluminosidá, 3,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar, acoten la so condición d'estrella en evolución.
Tien una metalicidá claramente per debaxo de la solar, en redol a un 56% de la mesma.
Igualmente, el so conteníu relativo de europiu —elementu representativu del procesu-r— ye inferior al de la nuesa estrella ([Eu/H] = -0,12 ± 0,03).
Nun se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por 13 Trianguli nin a 24 nin a 70 μm, lo que paez refugar la presencia d'una cantidá significativa de partícules de polvu alredor de la estrella.
139 Tauri
139 Tauri (139 Tau) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +4,82.
Alcontrar a 2º21' al norte del puntu de la eclíptica que marca'l solsticiu de branu.
Tamién esta relativamente cerca del «anticentro galácticu», el puntu diametralmente opuestu al centru galácticu de la Vía Lláctea.
La paralax midida pol satélite Hipparcos —2,10 ± 0,19 milisegundos d'arcu— emplaza a 139 Tauri a 1540 años lluz del Sistema Solar; magar la gran distancia, el erru na midida ye de namá'l 9%.
Per otra parte, la so distancia envalorada pola intensidá de les llinies CaII de la so espectru, ye considerablemente más alta: 708 pársecs o aprosimao 2300 años lluz.
139 Tauri ye una xigante lluminosa azul de tipu espectral B0.5II que la so temperatura efectivo ye de 24.660 K.
Envalórase que el so radiu ye 21 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 101 km/s.
La so lluminosidá ye 3755 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una masa de 10,1 ± 1,0 mases solares, xusto percima de la llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
14 Andromedae
14 Andromedae (14 And / HD 221345 / HR 8930) ye una estrella asitiada na constelación d'Andrómeda. La so magnitú aparente ye +5,22 y alcuéntrase a 250 años lluz del Sistema Solar. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
14 Andromedae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura de 4813 K. Con un radiu 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, tien una lluminosidá 68 vegaes mayor que la del Sol. La so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye namái un 60% de la solar. Tien una masa de 2,2 mases solares y una edá envalorada de 4860 ± 2110 millones d'años. Considérase qu'antes de tresformase en xigante, 14 Andromedae yera una estrella de la secuencia principal de tipu A o F.
Piénsase que 14 Andromedae, al igual que Arturu (α Bootis) o Menkent (θ Centauri), ye una estrella del discu gruesu galácticu.
En 2008 afayóse un planeta estrasolar masivu orbitando en redol a 14 Andromedae. El planeta, con una masa mínimo 4,8 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a lo llargo d'una órbita circular a 0,83 UA de la estrella. El so periodu orbital ye de 186 díes. Ye unu de los planetes más internos descubiertos en redol a una estrella evolucionada de masa entemedio.
14 Arietis
14 Arietis (14 Ari) ye una estrella na constelación d'Aries, el carneru.
Con magnitú aparente +4,98, ye la decimotercer estrella más brillosa na so constelación.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 289 años lluz del Sistema Solar.
14 Arietis ta catalogada como una xigante blancu-mariella de tipu espectral F2III.
Tien una temperatura efectivo de 6860 K y relluma con una lluminosidá bolométrica 32 vegaes mayor que la del Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de ρ Phoenicis o a les de ε Sextantis; magar éstes son estrelles xigantes, el so tamañu queda llueñe del de xigantes naranxes, muncho más numberoses, y del de les xigantes coloraes.
Asina, el diámetru de 14 Arietis ye 4 vegaes más grande qu'el diámetru solar, malapenes una tercer parte del de Botein (δ Arietis) o 39 Arietis, xigantes naranxes nesta mesma constelación.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada, entá bien elevada, de 164 km/s.
14 Arietis esibe una metalicidá cimera a la solar.
La so bayura relativa de litiu, A(Li) = 3,2, ye igual a la de la bayura cósmica de dichu elementu, acotando que les estrelles de rápida rotación evidencien un altu conteníu de litiu.
A lo último, hai de solliñar que 14 Arietis puede ser una estrella binaria, ensin que nada se sepa del so posible acompañante.
14 Aurigae
14 Aurigae (14 Aur / HD 333959 / HR 1706) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga de magnitú aparente media +5,01. Alcuéntrase a 268 años lluz del Sistema Solar.
La estrella primaria del sistema, 14 Aurigae A, ye una subxigante blanca de tipu A9IV. Con una temperatura efectivo de 7670 K, relluma con una lluminosidá 59 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 4,4 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 27 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación inferior a 8 díes.
Tien una masa 2,4 vegaes mayor que la masa solar.
Ye una variable Delta Scuti —polo que ye conocida tamién cola denominación de KW Aurigae— que'l so periodu principal ye de 2,11 hores; la so variación de rellumu ye de 0,13 magnitúes.
La subxigante tien una compañera espectroscópica —la so duplicidá ye conocida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— que'l so periodu orbital ye de 3,794 díes.
Probablemente ye una nana naranxa de baxa masa. 
La separación averada ente estos dos componentes ye de 0,07 UA.
Visualmente a 10 segundos d'arcu de 14 Aurigae puede reparase una estrella de magnitú aparente +11 (14 Aurigae B), magar se cree que dicha estrella a cencielles coincide na mesma llinia de visión pero nun forma parte del sistema.
Sicasí, una segunda estrella visualmente a 14 segundos d'arcu de 14 Aurigae A, denominada 14 Aurigae Ca, sí ta físicamente rellacionada con ella.
Ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2,99 díes, onde la componente principal tien tipu espectral F3V. Asumiendo que la compañera apenes contribúi a la lluminosidá conxunta, la estrella F3V, con una temperatura de 6900 K, tien un radiu 1,9 vegaes mayor qu'el radiu solar y una lluminosidá 7 vegaes mayor que la del Sol.
Finalmente, el telescopiu espacial Hubble dexó reparar una fonte de lluz ultravioleta a 2 segundos d'arcu de 14 Aurigae Ca. Ye una nana blanca caliente con una temperatura de 42.000 K y que'l so tamañu sería comparable al de la Tierra.
Denominada 14 Aurigae Cb, completaría una órbita alredor de 14 Aurigae Ca cada 1600 años —siendo ésti una llende inferior—.
De la mesma, el subsistema 14 Aurigae Ca-Cb emplegaría más de 20.000 años en completar una órbita en redol a la brillosa 14 Aurigae A.
14 Cephei
14 Cephei (14 Cep / HD 209481 / HR 8406) ye una estrella de la constelación de Cepheus de magnitú aparente +5,55.
14 Cephei ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O9V.
Les estrelles de tipu O son por demás escases ente les estrelles visibles, siendo Naos (ζ Puppis) y ζ Ophiuchi dos de les representantes más brilloses.
Amás, son estraordinariamente calientes; la temperatura superficial de 14 Cephei ye de 34.280 K.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la gran cantidá de lluz ultravioleta emitida por esta clase d'estrelles— ye 226.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Namá'l so enorme alloña respectu al Sistema Solar, aprosimao 3050 años lluz d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, fai que nun la veamos más brillosu.
Tamién bien masiva, tien una masa envalorada de 30,4 ± 10,15 mases solares.
El so diámetru angular —0,149 ± 0,024 milisegundos d'arcu— dexa envalorar de manera averada'l so diámetru real, que resulta ser unes 15 vegaes más grande qu'el del Sol.
14 Cephei ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,070 díes.
Amás ye una variable elipsoidal rotante asemeyáu a Espiga (α Virginis) o a δ Circini.
Por ello, recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de LZ Cephei.
La variación de rellumu ye d'apenes 0,099 magnitúes.
14 Herculis
14 Herculis ye una estrella nana naranxa asitiada aprosimao a 59 años lluz de la Tierra na constelación d'Hércules. Nun ye visible a simple vista. Tamién ye conocida como Gliese 614. 
En 1998 un planeta estrasolar foi descubiertu orbitando a 14 Herculis y recibió el nome de 14 Herculis b. El planeta tien una órbita escéntrica y de periodu llargu y tarda más o menos 4,8 años en completala. En 2006, un posible segundu planeta foi propuestu, llamáu 14 Herculis c. Los parámetros d'esti planeta son inciertos, pero recién analís suxuren que podría tar nuna resonancia de 4:1 col planeta interior, con un periodu orbital de casi 19 años y una distancia a la so estrella de 6,9 UA.
15 Andromedae
15 Andromedae (15 And / V340 Andromedae) ye una estrella de magnitú aparente +5,56 encuadrada na constelación d'Andrómeda.
Incluyida dacuando dientro de la corriente d'estrelles del sietestrellu, estudios más recién ponen n'entredichu la so pertenencia a tala asociación.
Alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.
15 Andromedae ye una xigante blanca de tipu espectral A1III.
Anque tien una edá averada de 130 millones d'años —un 3% de la edá del Sol—, ye una estrella evolucionada asemeyada a Askella (ζ Sagittarii) o a les componentes del sistema ζ Bootis.
Daqué más caliente qu'éstes, 15 Andromedae tien una temperatura efectivo ente 9020 y 9225 K y una lluminosidá 27 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Ye 2,7 vegaes más masiva qu'el Sol y el so conteníu metálico ye notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,50).
Alcuéntrase arrodiada por un discu de polvu circumestelar, como suxure un escesu na emisión de radiación infrarroxo tantu a 24 μm como a 70 μm.
Dichu discu de polvu alcuéntrase a unes 50 UA de la estrella.
15 Andromedae ye una variable Delta Scuti que sufre pequeños cambeos na so lluminosidá debíos a pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie.
γ Coronae Borealis y τ Pegasi son, dientro d'esta clase de variables, estrelles asemeyaes a 15 Andromedae.
El periodu d'oscilación principal ye de 0,040 díes (0,97 hores), siendo la variación de rellumu de namái 0,0019 magnitúes; un segundu periodu de 0,045 díes foi tamién detectáu.
Igualmente inclúyese a 15 Andromedae nel grupu de les estrelles Lambda Bootis.
Como variable recibe la denominación de V340 Andromedae.
15 Aquilae
15 Aquilae (15 Aql / h Aquilae) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +5,41.
Nun tien nome propiu habitual pero, na astronomía china, xuntu a λ Aquilae, 14 Aquilae y otres estrelles de la constelación de Scutum, yeren Tseen Peen, «el Cascu Celestial».
15 Aquilae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura efectivo ente 4560 y 4571 K.
Esti tipu d'estrelles ye bien frecuente nel cielu nocherniegu: Tarazed (γ Aquilae), ε Aquilae o 12 Aquilae son exemplos de xigantes naranxes nesta mesma constelación.
El radiu de 15 Aquilae ye 14 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 25 km/s.
Relluma con una lluminosidá 83 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol nun 44% ([Fe/H] = -0,25).
Como'l Sol, ye una estrella del discu finu y tien una edá averada de 4090 ± 2070 millones d'años.
15 Aquilae forma una doble óptica con HD 177442, siendo la separación visual ente elles de 38,5 segundos d'arcu.
Nun esiste rellación física ente dambes estrelles, yá que HD 177442 alcuéntrase a 553 años lluz de nós, muncho más alloñada que 15 Aquilae.
15 Canis Majoris
15 Canis Majoris (15 CMa / EY Canis Majoris) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,81.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase aprosimao a 1217 años lluz de distancia del Sistema Solar.
15 Canis Majoris ye un superxigante blancu-azulada de tipu espectral B1Ib, onde la «b» indica que, dientro de les superxigantes, ye de les menos lluminoses. 
Sicasí, relluma con una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 7900 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Les diverses estimaciones de la so temperatura efectivo van dende 24.000 a 27.710 K.
Con un radiu 6,8 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 20 y 34 km/s, siendo considerada un «rotor lentu».
15 Canis Majoris presenta una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,47) y ye una estrella arriquecida en nitróxenu. Tien una masa próximo a les 9 mases solares y una edá de 23,6 millones d'años.
15 Canis Majoris ye una variable del tipu Beta Cephei, recibiendo la denominación, tocantes a variable, de EY Canis Majoris.
Estes variables, ente les que se cunten Murzim (β Canis Majoris) y ξ Canis Majoris —dambes tamién en Can Mayor—, esperimenten pulsaciones na so superficie que se traducen en variaciones de rellumu.
15 Delphini
15 Delphini (15 Del) ye una estrella na constelación del Delfín.
De magnitú aparente +6,01, alcuéntrase a 96 años lluz del Sistema Solar.
15 Delphini ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Tien una temperatura efectivo de 6424 ± 32 K y ye 2,8 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye aprosimao un 30% más grande qu'el del Sol, rotando con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 7 km/s.
Con una masa de 1,14 mases solares, la so edá envalorada ye de 3100 millones d'años.
15 Delphini evidencia un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,31.
La bayura de diversos elementos evaluaos amuesa cierta dispersión en rellación al conteníu de fierro; el aluminiu, por casu, ye inda más escasu ([A la Fe] = -0,13), pero'l nivel de oxíxenu nun ye tan distintu de la solar.
D'alcuerdu al Bright Star Catalogue, 15 Delphini puede tener dos compañeres estelares.
La primera d'elles, visualmente a unos 60 segundos d'arcu, tien magnitú 14,1, ente que la segunda, a 108 segundos d'arcu, tien magnitú 11,2.
15 Leonis Minoris
15 Leonis Minoris (15 LMi) ye una estrella de magnitú aparente +5,10 que s'atopa a 60 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Magar la so denominación de Flamsteed, ta encuadrada dientro de la constelación del sietestrellu.
15 Leonis Minoris ye una nana mariella de tipu espectral G0.5Va con una temperatura efectivo de 5958 K.
La so lluminosidá ye 2,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar —un 60% superior a la que cabría esperar pol so tipu espectral— y tien un radiu ente un 47% y un 57% más grande qu'el del Sol, parámetros que suxuren que 15 Leonis Minoris ye una estrella más evolucionada que'l Sol.
La so masa averada ye de 1,17 ± 0,4 mases solares y puede tener una edá envalorada a partir d'isocrones— de 4500 ± 400 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3 km/s y nun presenta actividá cromosférica.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
15 Leonis Minoris presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué mayor que la solar ([Fe/H] = +0,15).
Otros dolce elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, siendo los sos niveles cimeros a los del Sol en tolos casos; el escandiu ye l'elementu más «sobreabundante», siendo la so bayura relativa casi'l doble que nel Sol.
Igualmente la rellación oxíxenu/hidróxenu ye aprosimao un 70% más elevada que na nuesa estrella.
15 Lyncis
15 Lyncis (15 Lyn) ye una estrella na constelación boreal de Llobu cerval.
De magnitú aparente +4,35, ye la quinta estrella más brillosa na constelación dempués de α Lyncis, 38 Lyncis, 10 Ursae Majoris y Alsciaukat (31 Lyncis).
Alcuéntrase a 170 años lluz del Sistema Solar.
15 Lyncis ye una xigante mariella de tipu espectral G5III-IV con una temperatura efectivo ente 4850 y 5164 K.
Ye 40 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 8 vegaes más grande qu'el diámetru solar; esta última cifra ye discreta pa una xigante, siendo'l tamañu de 15 Lyncis daqué inferior al de Vindemiatrix (ε Virginis) o Sadalbari (μ Pegasi), dos conocíes estrelles asemeyaes.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 2,9 km/s.
Esibe un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Con una masa de 2,5 mases solares, ye una estrella del discu finu al igual que'l Sol.
15 Lyncis tien una compañera estelar visualmente a 0,55 segundos d'arcu, siendo la diferencia de magnitú de dambes componentes d'aprosimao 1,7.
El periodu orbital del sistema ye de 190,0 años y la órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,66).
15 Pegasi
15 Pegasi (15 Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu.
Tien magnitú aparente +5,53 y alcuéntrase a 90 años lluz de distancia del Sistema Solar.
15 Pegasi ye una estrella blancu-mariella, posiblemente subxigante, de tipu espectral F6IV-V.
Non bien distinta a Syrma (ι Virginis), tien una temperatura efectivo de 6316 ± 64 K.
Relluma con una lluminosidá 4,2 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, de 0,565 segundos d'arcu, dexa envalorar el so radiu, siendo ésti un 70% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7 km/s.
Amuesa un conteníu metálico notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,63).
Amás del fierro —que la so bayura relativa ye una cuarta parte de la esistente nel Sol—, níquel y titaniu son igualmente escasos. Otros elementos procedentes de captura neutrónica como itriu y bariu amuesen igual enclín. 
15 Pegasi tien una masa un 10% mayor que la masa solar y la so edá envalórase ente 3300 y 4840 millones d'años.
15 Sagittae
15 Sagittae (15 Sge / HD 190406 / HR 7672) ye una estrella na constelación de Sagita, la flecha, alcontrada al sur de γ Sagittae, noroeste de ρ Delphini y nordés de Altair (α Aquilae). Tien magnitú aparente +5,80 y alcuéntrase a 58 años lluz del Sistema Solar. Forma un sistema binariu con una nana marrón, afayada en 2002.
15 Sagittae ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo entendida ente 5853 y 5944 K.
La so lluminosidá ye un 31% mayor que la del Sol y tamién ye más masiva qu'esti, con una masa de 1,11 mases solares.
Tien un radiu de 1,05 ± 0,02 radios solares.
De metalicidá comparable a la solar ([M/H] = +0,02), los niveles de diversos elementos evaluaos como sodiu, siliciu, titaniu y níquel son prácticamente iguales a los atopaos nel Sol. 
Nun esiste alcuerdu tocantes a la so edá; anque inequívocamente más nuevu que'l Sol —que la so edá ye de 4600 millones d'años—, distintos métodos asitien la so edá ente 2660 y 3160 millones d'años. A partir del so periodu de rotación —13,94 díes— envaloróse la so edá per aciu xirocronoloxía, resultando ser d'aprosimao 1700 millones d'años, significativamente menor que la envalorada por otros métodos.
En 2002 afayóse la esistencia d'una nana marrón, denominada 15 Sagittae b, n'órbita alredor de 15 Sagittae. Reparada a 0,79 segundos d'arcu de la estrella principal, la separación media ente dambos oxetos ye de 18,3 ± 0,5 UA, siendo la so masa mínimo 68 vegaes mayor que la de Xúpiter.
El so periodu orbital ye de 73,3 años y la enclín orbital respectu al observador terrestre ye de 97,3º.
16 Camelopardalis
16 Camelopardalis (16 Cam) ye una estrella asitiada na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
Tien magnitú aparente +5,25 y alcuéntrase a 336 años lluz del Sistema Solar.
16 Camelopardalis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Vne.
Asemeyáu a Phecda (γ Ursae Majoris), pero cuatro vegaes más alloñada qu'ésta, la so temperatura efectivo ye de 9750 K.
Ye 97 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru ye 3,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 217 km/s.
Tien una masa 2,5 vegaes mayor que la masa solar.
La so edá envalorada ye de 400 millones d'años, trescurriendo yá'l 82% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
16 Camelopardalis tien una compañera estelar que'l so rellumu ye 4,3 magnitúes inferior al de la estrella principal.
Primeramente detectada por emisión de rayos X —les estrelles que'l so tipu espectral ta entendíu ente A7 y B6 en principiu nun tendríen d'emitir rayos X—, ta visualmente dixebrada d'ella 0,29 segundos d'arcu.
Per otra parte, la correllación ente les fontes del catálogu Hipparcos y les del satélite IRAS suxuren la presencia d'un discu circumestelar de polvu alredor de 16 Camelopardalis, lo qu'implicaría la esistencia de planetesimales o exoplanetes. La masa d'esti discu sería unes 2,1 vegaes mayor que la masa terrestre.
16 Delphini
16 Delphini (16 Del) ye una estrella na constelación del Delfín de magnitú aparente +5,54.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 197 ± 4 años lluz del Sistema Solar.
16 Delphini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A4V.
Les estrelles blanques de la secuencia principal son frecuentes nel cielu nocherniegu; nesta mesma constelación del Delfín ζ Delphini, ι Delphini y ρ Aquilae, son estrelles d'esta clase.
Con una temperatura efectivo de 8395 K y una lluminosidá 22 vegaes superior a la del Sol, 16 Delphini ye bien asemeyáu a la conocida Fomalhaut (α Piscis Austrini).
Como otres estrelles análogues, 16 Delphini xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 159 km/s.
La so masa ye de 2,02 mases solares y consumió la metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
16 Delphini forma una estrella doble con BD+12 4501B, de magnitú +11,8. Sicasí, dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaos, constituyendo una estrella doble óptica.
16 Draconis
16 Draconis (16 Dra / HD 150100) y 17 Draconis (17 Dra / HD 150117J) formen un sistema estelar na constelación de Draco.
Separaes 90 segundos d'arcu nel cielu, los dos estrelles tán gravitacionalmente rellacionaes; la distancia real ente dambes ye de siquier 11.500 UA, lo que da llugar a un periodu orbital cimeru a 38.000 años.
El sistema alcuéntrase a 420 años lluz del Sistema Solar.
De la mesma, 17 Draconis ye una estrella binaria, tando separaes 3,3 segundos d'arcu dambes componentes —denominaes 17 Draconis A y 17 Draconis B—.
17 Draconis A ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V con una temperatura efectivo averada de 10.500 K y 132 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu 3,4 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa de 3,1 mases solares. 
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 217 km/s, dando llugar a un periodu de rotación inferior a 0,8 díes.
17 Draconis B ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A1V con una temperatura de 9.400 K.
40 vegaes más lluminosa que'l Sol, la so masa ye de 2,4 mases solares.
La separación ente 17 Draconis A y B ye de más de 425 UA y el so periodu orbital supera los 3800 años.
Pela so parte, 16 Draconis ye una estrella de tipu B9.5V bien asemeyáu a 17 Draconis A.
La so lluminosidá ye 112 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la so masa ye de 3,0 mases solares.
Tien un radiu 3,2 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de siquier 77 km/s, lo que trai un periodu de rotación de 2,1 díes o inferior.
Esta estrella amuesa un escesu nel ultravioleta y rayos X, que'l so orixe paez tar nuna nana blanca —demasiáu tenue pa ser reparada— cola que formaría un sistema binariu.
La temperatura d'esti oxetu puede tar próximu a los 30.000 K y, considerando que'l sistema tien una edá de 250 millones d'años, na so nacencia probablemente fuera una estrella de tipu B6 que, al ser más masiva, evolucionó más apriesa.
16 Librae
16 Librae (16 Lib / HD 132052 / HR 5570) ye una estrella asitiada na constelación de Llibra. La so magnitú aparente ye +4,48 y alcuéntrase a 91 años lluz del Sistema Solar.
16 Librae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V que la so temperatura superficial ye de 6964 K.
Relluma con una lluminosidá 11 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular —0,692 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti'l doble del diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 113,3 km/s, completando una vuelta en menos de 1,03 díes.
Les estrelles de la secuencia principal de menor masa y temperatura xiren sobre sigo mesmes amodo —la velocidá de rotación del Sol ye de 2 km/s—, ente que dicha velocidá aumenta cola masa (vease rotación estelar). La división ente dambos tipos de rotores ye relativamente sópita, tando dichu puntu d'inflexón asitiáu na metá de la clase F.
Coles mesmes, 16 Librae evidencia una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien paecida a la solar ([Fe/H] = -0,01).
16 Persei
16 Persei (16 Per) ye una estrella de magnitú aparente +4,20 asitiada na constelación de Perséu.
Alcuéntrase a 121 años lluz de distancia del Sistema Solar.
16 Persei ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F2III.
La so temperatura efectivo nun se conoz con exactitú; diversos estudios asítienla nel rangu de 6700 - 7103 K.
Relluma con una lluminosidá 21 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Amás de pola so magnitú absoluta (+1,39), la so condición de xigante vien sofitada pol so tamañu; el so diámetru angular envaloráu de 1,11 milisegundos d'arcu implica que el so radiu ye 4,4 vegaes más grande qu'el del Sol. 
Ye un «rotor» rápidu, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 160 km/s.
Con una masa 2,05 vegaes mayor que la masa solar, la edá de 16 Persei envalórase en 1000 millones d'años.
Amuesa un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos que l'heliu— bien asemeyáu al del Sol ([Fe/H] = 0,00). 
Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,1) claramente superior a la solar, pero que ta na media de la bayura cósmica d'esti metal.
16 Ursae Majoris
16 Ursae Majoris (16 UMa / c Ursae Majoris / HD 79028 / HR 3648) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +5,20.
Alcuéntrase a 64 años lluz de distancia del Sistema Solar.
16 Ursae Majoris ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo ente 5861 y 5907 K.
La so velocidá de rotación ye de siquier 6,1 km/s.
2,9 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa un 11% mayor que la masa solar.
Al igual que'l Sol, ye una estrella del discu finu de la galaxa.
16 Ursae Majoris tien una composición química bien paecida a la del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = 0,00.
Los niveles de tolos elementos evaluaos son bien similares a les solares; namá'l azufre ye llixeramente deficiente en rellación a la nuesa estrella [S/H] = -0,11.
16 Ursae Majoris ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá ye conocida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales.
El periodu orbital ye de 16,23297 díes, siendo la órbita bien pocu escéntrica (ε = 0,09).
17 Cygni
17 Cygni (17 Cyg / HD 187013 / HR 7534) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,99. Alcuéntrase a 68 años lluz de distancia del Sistema Solar.
17 Cygni ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura superficial de 6379 K, unos 600 K más alta que la del Sol. De carauterístiques asemeyaes a ι Piscium o Asellus Primus (θ Bootis), relluma con una lluminosidá 3,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa envalorada ye un 31% mayor que la del Sol y paez ser más nuevu que la nuesa estrella, con una edá averada de 2000 millones d'años. La so velocidá de rotación, 10 km/s, ye 5 vegaes más rápida que la del Sol.
La so metalicidá paez comparable a la solar; unes fontes señalen un valor llixeramente cimeru ([Fe/H] = +0,03) magar qu'otres apunten un valor inferior ([Fe/H] = -0,13). Les bayures relatives d'elementos como sodiu, magnesiu y azufre tán en redol al 70% de los valores solares, ente que los conteníos de siliciu o aluminiu son bien asemeyaos a los atopaos nel Sol.
17 Cygni ye unu de los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
17 Sextantis
17 Sextantis (17 Sex / HD 88195 / HR 3989) ye un sistema estelar na constelación de Sextans, el sestante, de magnitú aparente +5,90. Alcuéntrase aprosimao a 1350 años lluz del Sistema Solar.
17 Sextantis ye una estrella blanca de tipu espectral A —catalogada nes bases de datos como A1V— con una temperatura efectivo de 9520 K.
Tien una masa 6,4 vegaes mayor que la del Sol y la so lluminosidá ye 940 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una alta velocidá de rotación igual o mayor de 259 ± 13 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye asemeyáu a la solar ([M/H] = +0,10 ± 0,10).
17 Sextantis ye una estrella desaxeradamente nueva con una edá de namái 300.000 (± 100.000) años —compárese cola edá del nuesu Sol, envalorada en 4600 millones d'años—.
Al igual qu'estrelles como π Pegasi y 48 Librae, 17 Sextantis tópase arrodiada por una envoltura de gas.
Ye posible que sía llixeramente variable con un curtiu periodu de 1,5 díes.
17 Virginis
17 Virginis (17 Vir / HD 107705 / HR 4708) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +6,46, polo que namái ye visible a simple vista con bones condiciones de visibilidá. Alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.
17 Virginis ye una estrella binaria que la so componente principal ye una nana mariella de tipu espectral F8V. Con una temperatura de 6250 K ye unos 470 K más caliente qu'el Sol; ye tamién más lluminosa, aprosimao'l doble que'l Sol, siendo'l so radiu un 20% más grande qu'el radiu solar. La so masa ye d'aprosimao 1,22 mases solares. Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a HD 179949 o 94 Ceti, ésta última tamién binaria. A diferencia d'estos dos estrelles, nun se detectó hasta la fecha nengún planeta estrasolar en redol a 17 Virginis.
La componente secundaria del sistema ye una nana naranxa de tipu espectral K5V y magnitú +9,2, con una masa envalorada del 75% de la masa solar. Ye una estrella asemeyada a otres estrelles más cercanes como 61 Cygni A o Épsilon Indi A, pudiendo ser una estrella variable. Visualmente a 20 segundos d'arcu de la estrella primaria, la separación real ente los dos componentes del sistema ye d'unes 775 UA, ensin que se conoza la escentricidá de la órbita.
El sistema tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = + 0,04) y la so edá envalórase en 2500 millones d'años.
171 Puppis
171 Puppis (171 Pup) ye una estrella na constelación de Puppis —la popa del Argo Navis— de magnitú aparente +5,37. Al escarecer de denominación de Bayer, ye conocida davezu pola so númberu de Gould.
Alcuéntrase a 49,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
171 Puppis ye una nana mariella de tipu espectral F9V con una temperatura superficial de 5820 K. El so diámetru ye un 26% más grande qu'el diámetru solar y ye un 50% más lluminosa qu'el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 5,0 km/s —siendo ésti la llende inferior—, unes 2,5 vegaes más apriesa que'l Sol.
La so masa ye un 16% menor que la masa solar.
171 Puppis ye una estrella antigua, y anque nun se conoz la so edá con certidume, ésta envalórase ente 5.000 y 14.500 millones d'años.
Consecuentemente, tien un conteníu de metales desaxeradamente baxu. Los conteníos de fierro y níquel en 171 Puppis equivalen a aprosimao'l 15% de los esistentes nel Sol ([Fe/H] = -0,83), nun siendo tan deficitaria n'otros elementos como magnesiu, oxíxenu o calciu.
Éstes son estrelles que les sos órbites alredor del centru de la galaxa, xeneralmente escéntriques, llevar llueñe del centru del planu galácticu.
La órbita de 171 Puppis, con una escentricidá y = 0,62, determina que la so distancia respeutu al centru de la galaxa varie ente 3 y 12 kilopársecs, ente que'l Sol orbita a una distancia del mesmu ente 7,3 y 10 kilopársecs.
Amás, la distancia máxima de 171 Puppis al planu galácticu ye de 910 parsecs —a títulu comparativu, la órbita del Sol nun s'alloñar más de 30 pársecs del planu de la galaxa.
18 Bootis
18 Bootis (18 Boo) ye una estrella de la constelación de Boötes de magnitú aparente +5,40.
Formaba parte de l'antigua constelación, güei refugada, de Mons Maenalus, que simbolizaba'l monte sobre la que se sofitaba'l boyero.
Alcuéntrase a 85 años lluz del Sistema Solar.
18 Bootis ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F5IV con una temperatura superficial de 6609 - 6622 K.
Ye 4,8 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu un 60% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma apriesa con una velocidá de rotación de siquier 40,5 km/s, evidenciando actividá cromosférica de resultes de la so rápida rotación.
Presenta una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,01) y la so bayura de litiu (log[Li] = 1,80) ye más alta que la solar.
La so masa ye un 35% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 1100 millones d'años.
18 Bootis forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles con velocidaes similares pel espaciu y con un orixe común.
45 Bootis, γ Leporis y ρ Capricorni son otros miembros d'esta asociación d'asemeyaes carauterístiques.
18 Ceti
18 Ceti (18 Cet) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +6,15.
Alcuéntrase a 101 años lluz del Sistema Solar.
18 Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G0V.
Tien una temperatura efectivo de 5803 ± 32 K y la so lluminosidá ye casi tres veces mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 68% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s.
Nun presenta actividá cromosférica, nin tampoco escesu nel infrarroxu que suxura la presencia d'un discu de polvu.
La so masa averada ye un 10% mayor que la masa solar y propúnxose que, en realidá, 18 Ceti ye una subxigante con una edá de 7000 millones d'años; la so bayura relativa de litiu (log[Li] = 2,45) ye consistente col so estatus de subxigante.
18 Ceti presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— significativamente inferior a la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,18 ± 0,03).
Tolos elementos evaluaos, a esceición del calciu, amuesen niveles baxos; especialmente notable ye'l casu del manganesu, que la so bayura relativa ye una tercer parte de la esistente nel Sol.
Imaxes d'altu contraste llograes col Telescopiu Hale dexaron reparar un oxetu que visualmente alcuéntrase a 3,98 segundos d'arcu de 18 Ceti.
D'alcuerdu al so magnitú absoluta y color, piénsase que probablemente ye una nana colorada que puede tar físicamente amestada a ella.
18 Delphini
18 Delphini (18 Del / HD 199665 / HR 8030) ye una estrella de magnitú aparente +5,52 asitiada na constelación del Delfín. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Asitiada a unos 238 años lluz del Sistema Solar, 18 Delphini ye una xigante mariella de tipu espectral G6III con una temperatura superficial de 4980 K. Con una lluminosidá equivalente a 40 soles, ye intrínsecamente menos lluminosa qu'otres xigantes más conocíes como Vindemiatrix (ε Virginis) o Nekkar (β Bootis), siendo igualmente de menor tamañu qu'éstes, con un radiu 8,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so masa ye 2,3 vegaes mayor que la masa solar, con un conteníu de fierro respectu al de hidróxenu llixeramente inferior al del Sol ([Fe/H] = -0,05).
La so lluminosidá en rayos X suxure una llixera actividá cromosférica.
El planeta, denomináu 18 Delphini b, ta asitiáu a 2,6 UA de la estrella, completando una órbita cada 993,3 díes. La so masa ye de siquier 10,3 vegaes la masa de Xúpiter. Afayóse por espectroscopia Doppler dende'l Observatoriu Astrofísico de Okayama en Xapón.
18 Librae
18 Librae (18 Lib) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +5,87.
Alcuéntrase a 309 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida del 3,7%.
18 Librae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3IIICN con una temperatura efectivo de 4450 ± 24 K.
Ye 62 vegaes más lluminosa qu'el Sol, lo que supón una lluminosidá comparable a la de θ Librae pero cinco vegaes menor que la de υ Librae, dambes xigantes asitiaes en Llibra.
Modelos teóricos dan-y un radiu 14 vegaes más grande qu'el radiu solar.
18 Librae presenta una metalicidá significativamente cimera a la solar ([Fe/H] = +0,30), siendo catalogada como una xigante «súper-rica en metales».
Amás, amuesa un eleváu conteníu de cianóxenu, al igual que Rasalas (μ Leonis) o Unukalhai (α Serpentis).
Estes xigantes evidencien un escesu de nitróxenu de resultes de qu'una gran parte de la so carbonu tresformóse en nitróxenu per aciu el ciclu CNO.
Ello ye que la rellación nitróxenu/fierro en 18 Librae ye 2,75 vegaes más elevada que nel Sol.
La órbita galáctica de 18 Librae ye notablemente más escéntrica (y = 0,32) que la órbita solar.
Ello fai que, nel periastru, la distancia de 18 Librae al centru de la Vía Lláctea sía de namái 12.500 años lluz, unos 10.000 años lluz menor que nel casu del Sol.
Per otra parte, 18 Librae comparte movimientu propiu cola estrella BD-10 3999 B, de magnitú +9,74.
18 Puppis
18 Puppis (18 Pup / HD 68146 / HR 3202 / HIP 40035) ye una estrella binaria na constelación de Puppis.
El sistema ta formáu por 18 Puppis A, estrella blancu-mariella de tipu espectral F6.5V, y 18 Puppis B, nana colorada de tipu M2V. La separación visual ente dambes ye de 92 segundos d'arcu.
Alcuéntrase a 73 años lluz de distancia del Sistema Solar.
18 Puppis A (GJ 9255 A / NLTT 19073), de magnitú aparente +5,54, ye casi 3 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una temperatura efectivo de 6260 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 11 km/s.
La so metalicidá —basada nel conteníu relativo de fierro— ye llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
Otros elementos evaluaos como sodiu, magnesiu, siliciu, calciu y níquel presenten niveles comparables a les solares.
La so masa ye un 17% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 3100 millones d'años.
Nun amuesa escesu d'emisión nel infrarroxu atribuyible a la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
18 Puppis B (GJ 9255 B / NLTT 19072), con magnitú +11,80, ye muncho más tenue que la so compañera. Tien una temperatura envalorada de 3660 K y una metalicidá en redol al 76% de la del Sol.
18 Scorpii
18 Scorpii (18 Sco / HD 146233 / HR 6060 / GJ 616) ye una estrella nana mariella na constelación de Scorpius. Ta asitiada nel estremu norte de la mesma cerca de la llende con Ophiuchus, al noroeste de la estrella Zeta Ophiuchi. Tien magnitú aparente +5,50 y alcuéntrase a 45,7 años lluz del Sistema Solar.
Les carauterístiques físiques de 18 Scorpii son bien similares al Sol, polo que dellos astrónomos consideren que ye'l ximielgu solar más cercanu. De tipu espectral G2 V y estrella única, la so masa ye 1,012 vegaes la masa solar, el so radiu 1,02 - 1,03 vegaes el radiu solar y la so lluminosidá 1,05 vegaes la del Sol. La so metalicidá paez daqué mayor que la solar, en redol a un 5 - 12% mayor. La edá de 18 Scorpii envalórase nunos 4200 millones d'años, apenes 350 millones d'años más nuevu que'l Sol.
Otros parámetros como velocidá de rotación o ciclu d'actividá magnética tamién son paecíos en dambes estrelles. Asina, 18 Scorpii completa una vuelta en 23 díes, en comparanza a los 25,7 qu'emplega'l Sol. Sicasí, el ciclu d'actividá magnética en 18 Scorpii puede ser de más amplitú que nel Sol polo que la so actividá cromosférica global podría ser significativamente mayor.
Les especiales carauterístiques de 18 Scorpii faen d'esta estrella un oxetivu prioritariu na busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
19 Aquilae
19 Aquilae (19 Aql) ye una estrella de magnitú aparente +5,23 na constelación del Águila. 
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, a 149 ± 4 años lluz de distancia del Sistema Solar.
19 Aquilae ye una xigante o subxigante blanca de tipu espectral F0III-IV.
La so temperatura efectivo ye de 6886 K y la so lluminosidá ye unes 13 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa un 69% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 1300 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 57 km/s.
19 Aquilae amuesa un conteníu metálico que, en llinies xenerales, ye asemeyada al del Sol ([Fe/H] = -0,06).
Sicasí, evidencia ciertu empobrecimientu de manganesu y zirconiu y, nel otru estremu, sobreabundancia d'elementos como bariu, escandiu y praseodimiu; esti últimu elementu del grupu de les tierres rares ye casi cinco veces más abondosa que nel nuesu Sol ([Pr/H] = +0,68).
Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu claramente cimeru a la solar (A(Li) = 2,83), pero que ta na media de la bayura cósmica d'esti metal.
19 Arietis
19 Arietis (19 Ari / HD 13596 / HR 648 / HIP 10328) ye una estrella de magnitú aparente +5,73 asitiada na constelación d'Aries. D'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos (6,81 ± 0,38 milisegundos d'arcu) alcuéntrase a 479 años lluz del Sistema Solar.
19 Arietis ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura efectivo de 3865 K.
Tien una metalicidá bien paecida a la del Sol.
Anque ye una xigante asemeyada a Mirach (β Andromedae) o Gianfar (λ Draconis), ye más pequeña y menos lluminosa qu'éstes.
El so radiu, calculáu a partir de la midida del so diámetru angular —2,44 milisegundos d'arcu—, ye unes 50 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Anser (α Vulpeculae) tien un tamañu y una lluminosidá similares.
Reparóse una variación nel rellumu de 19 Arietis de 0,14 magnitúes, siendo considerada una variable semirregular. Paez esistir un periodu principal de 32 díes y unu secundariu de 275 díes.
19 Aurigae
19 Aurigae (19 Aur / HD 34578 / HR 1740) ye una estrella de magnitú aparente +5,05 encuadrada na constelación d'Auriga.
Asitiada aprosimao a 2080 años lluz del Sistema Solar, ye una xigante lluminosa de color blancu y tipu espectral A5II.
Les xigantes lluminoses de tipu A son pocu frecuentes, siendo y Velorum y ο Scorpii dos brillosos exemplos dientro d'esti grupu.
19 Aurigae tien una temperatura superficial de 8300 ± 100 K y una lluminosidá 11.200 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru angular envaloráu, 0,598 milisegundos d'arcu, dexa conocer, en función de la distancia, el diámetru real.
Dada la incertidume na mesma —que nel casu de 19 Aurigae supera'l 20%— el so diámetru puede evaluase de forma namái averada, resultando ser 41 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 14 km/s, magar la so velocidá de rotación puede ser más elevada dependiendo del enclín de la so exa al respective de la nuesa llinia de visión.
Amuesa un índiz de metalicidá —factor que mide la bayura d'elementos metálicos— superior al del Sol ([Fe/H] = +0,16).
Ye una estrella de 8,8 mases solares con una edá de 29 millones d'años.
19 Cephei
19 Cephei (19 Cep / HD 209975 / HR 8428) ye una estrella na constelación de Cepheus de magnitú aparente +5,11. Ye una estrella bien distante; la distancia calculada a partir de la paralax asitia a la estrella a 5400 años lluz del Sistema Solar, anque l'erru acomuñáu ye tan grande que'l valor nun ye fiable n'absolutu. Si, como tradicionalmente propúnxose, 19 Cephei forma parte de la Asociación estelar Cepheus OB2, la estrella taría a 2400 años lluz. 
19 Cephei ta catalogada como una superxigante azul de tipu espectral O9Ib que la so temperatura efectivo algama los 32.600 K.
Dada la incertidume de la distancia a la que s'atopa, les sos carauterístiques físiques namái pueden envalorase. D'alcuerdu al profesor J. Kaler, ye una estrella bien lluminosa de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu. Con una gran parte de la radiación emitida como lluz ultravioleta, la so lluminosidá ye ente 180.000 y 345.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una edá d'unos 5 millones d'años, la so masa envalorada ye 30-35 vegaes mayor que la masa solar. Una estrella d'estes carauterístiques va acabar los sos díes esplotando como una supernova.
Dos estrelles de magnitú 11 asitiaes a 20 y 59 segundos d'arcu nun son compañeres reales; a cencielles paecen tar asitiaes na mesma llinia de visión.
19 Draconis
19 Draconis (19 Dra / HD 153597 / HR 6315) ye una estrella na constelación del Dragón de magnitú aparente +4,88. Alcuéntrase a 49 años lluz de distancia del Sistema Solar.
19 Draconis ye una estrella mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V.
Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu en heliu, pero ye más caliente y lluminosa qu'ésti.
Con una temperatura efectivo d'aprosimao 6300 K, la so lluminosidá ye más del doble de la lluminosidá solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol; diversos estudios señalen una metalicidá ente'l 60% y el 83% de la que tien el Sol.
Esti empobrecimientu ye más acusáu n'elementos como magnesiu y cobre.
El radiu de 19 Draconis ye un 10% más grande qu'el de la nuesa estrellay la so masa ye un 20% mayor que la masa solar.
Ye una estrella más nueva que'l Sol. Magar nun hai consensu sobre la so edá, ésta cífrase ente 1380 y 3700 millones d'años.
19 Draconis ye una binaria espectroscópica —que nun pudo ser resuelta por interferometría de moteáu— con un periodu orbital de 52,11 díes.
Amás, ye posible que sía una variable del tipu Delta Scuti, magar esti aspeutu nun foi confirmáu.
19 Monocerotis
19 Monocerotis (19 Mon / V637 Monocerotis) ye una estrella asitiada na constelación del Unicorniu de magnitú aparente +4,99.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (2,68 ± 0,22 milisegundos d'arcu), ta a 1270 años lluz del Sistema Solar, anque otru estudiu basáu na llinia CaII del espectru, amenorga esta distancia a 236 pársecs (770 años lluz).
19 Monocerotis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1V.
Tien una temperatura efectivo de 23.370 - 25.400 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— casi 16.000 vegaes superior a la del Sol.
El so diámetru angular ye de 0,156 milisegundos d'arcu, lo que correspuende a un diámetru unes 6,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Anque xira sobre sigo mesma a gran velocidá, la so velocidá de rotación proyeutada ye de 265 km/s, ta inda inda llueñe de la so velocidá crítica —percima de la cual la estrella se desintegraría— de 462 km/s.
Presenta un conteníu metálico más altu que'l Sol ([M/H] = +0,15).
Ye una estrella masiva, con una masa envalorada de 12,3 ± 0,2 mases solares y una edá averada de 10,1 millones d'años.
19 Monocerotis ye una estrella variable del tipo Beta Cephei, recibiendo'l nome, tocantes a variable, de V637 Monocerotis.
Estes variables esperimenten pequeñes fluctaciones de rellumu —de normal iguales o inferiores a 0,03 magnitúes— por cuenta de pulsaciones na so superficie.
19 Puppis
19 Puppis (19 Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis, de magnitú aparente +4,73.
Alcuéntrase a 177 años lluz del Sistema Solar.
19 Puppis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo ente 4932 y 5028 K.
Con un diámetru 9 vegaes más grande qu'el diámetru solar, el so tamañu ye llixeramente menor qu'el d'otres xigantes análogues como Pólux (β Geminorum) o Nash (γ Sagittarii).
Relluma con una lluminosidá 39 superior a la del Sol.
19 Puppis esibe un conteníu metálico comparable a la solar, tando entendíu'l so índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,03 y +0,06.
Amuesa una bayura de litiu A(Li) = 1,03.
La so masa ye incierta; un estudiu otorgar una masa de 2,4 mases solares, ente que para otru la so masa puede tar ente 1,26 y 4,50 mases solares, dependiendo del métodu d'estimación utilizáu.
19 Puppis paez ser una estrella binaria. L'acompañante, de magnitú aparente +11,2, ta dixebrada visualmente 2,1 segundos d'arcu de la estrella principal.
1RXS J160929.1-210524
1RXS J160929.1-210524 (GSC 06213-01358) ye una estrella na constelación del Escorpión asitiada a 470 años lluz de distancia del Sistema Solar. De magnitú aparente +13,8 en banda B, ye una nueva estrella pre-secuencia principal perteneciente a la Asociación estelar Scorpius Cimera (subgrupu de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus), que la so edá ye d'aprosimao 5 millones d'años.
1RXS J160929.1-210524 ye considerada un mozu análoga solar con una masa de 0,85 mases solares y un radiu de 1,35 radios solares. De tipu espectral K7V, la so temperatura efectivo ye de 4060 K. En 2008 llogróse una imaxe d'un posible planeta alredor de 1RXS J160929.1-210524.
En 2008 anuncióse que l'astrónomu David Lafrenière y collaboradores, utilizando'l Observatoriu Gemini, tomaron imaxes de lo que paecía ser un planeta (designáu 1RXS1609 b) n'órbita alredor d'esta estrella.
Nesi momentu nun pudo establecese si taba gravitacionalmente amestáu a la estrella, anque les probabilidaes d'una alliniadura casual ente dambos cuerpos yeren bastante pequeñes. Si efectivamente taba amestáu a 1RXS J160929.1-210524, yera un planeta estrasolar bien alloñáu de la estrella, a 330 UA, unes 11 vegaes la distancia que separta a Neptunu del Sol. Ello ye que la esistencia d'un planeta tan llueñe de la so estrella plantega un desafíu a los modelos teóricos sobre formación planetaria.
Darréu, en 2010, el movimientu propiu común tantu de la estrella como del segundu oxetu confirmaron qu'esti postreru ye un planeta.
La masa envalorada de 1RXS1609 b ye unes 8 vegaes mayor que la de Xúpiter y la so temperatura superficial pue ser de 1800 K.
2 Bootis
2 Bootis (2 Boo / HD 119126 / HR 5149) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,63.
Alcuéntrase a 322 años lluz del Sistema Solar.
2 Bootis ye una xigante mariella de tipu espectral G9III que la so temperatura superficial ye d'aprosimao 4800 K.
Relluma con una lluminosidá 63 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —0,98 ± 0,01 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 10,4 vegaes más grande qu'el del Sol; el so tamañu ye daqué más pequeñu qu'el d'otres xigantes marielles asemeyaes como Vindemiatrix (ε Virginis) o Capella A (α Aurigae).
2 Bootis xira sobre sigo mesma amodo, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 1,3 km/s.
Tien una masa de 2,4 mases solares y la so edá —sobre la que nun esiste consensu— asítiase nun ampliu rangu ente 710 y 2680 millones d'años.
2 Bootis esibe una metalicidá inferior a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 24% menor que la d'ésti ([Fe/H] = -0,12).
Los niveles d'elementos como siliciu, calciu y bariu amuesen niveles próximos a les solares, ente que itriu y otros elementos de les tierres rares presenten bayures relatives comparables a la de fierro.
2 Centauri
2 Centauri (2 Cen / g Centauri / HD 120323) ye una estrella variable na constelación de Centaurus.
Alcuéntrase a 183 años lluz del Sistema Solar.
2 Centauri ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5III con una temperatura efectivo d'aprosimao 3400 K y una lluminosidá 625 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos parámetros dexen evaluar el so radiu, 72 vegaes más grande qu'el del Sol, equivalente a 0,34 UA.
Sicasí, el radiu calculáu a partir del so diámetru angular ye 89 vegaes mayor qu'el radiu solar, cifra considerablemente mayor.
La so masa envalórase ente 1 y 1,25 mases solares.
Tocantes a el so estáu evolutivu, piénsase que 2 Centauri remató la fusión nuclear del heliu y ta amontando de nuevu'l so rellumu.
2 Centauri ye una variable semirregular de tipu SRb; esta clase de variables tienen periodu pocu definíos, pero puede asignáse-yos un periodu mediu.
D'esta manera, nel casu de 2 Centauri el so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +4,16 y +4,26 a lo llargo d'un periodu mediu de 12 díes.
Recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de V806 Centauri.
2 Draconis
2 Draconis (2 Dra / HD 100696 / HR 4461) ye una estrella na constelación de Draco —el dragón— de magnitú aparente +5,19. Alcuéntrase a 242 años lluz del Sistema Solar.
2 Draconis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo averada de 4850 K.
Tien un diámetru 12 vegaes más grande qu'el del Sol, asemeyáu al d'otres xigantes naranxes más conocíes como Pólux (β Geminorum) o Edasich (ι Draconis), esta postrera tamién en Draco.
Relluma con una lluminosidá 49 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa envalorada de 2 mases solares.
Nun esiste unanimidá tocantes a la so edá; ente que pa un estudiu ye una estrella con una antigüedá cimera a los 6000 millones d'años, otru amenorga drásticamente esta cifra a pocu más de 1000 millones d'años.
2 Draconis ye una estrella de baxa metalicidá; la so bayura relativa de fierro ye menos de la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,31).
Esti empobrecimientu ye patente na mayor parte de los elementos, ente ellos itriu, bariu, lantanu, ceriu y neodimiu; otra manera, el europiu, entá siendo menos abondosu que nel Sol, presenta un conteníu relativamente más eleváu.
2 Lacertae
2 Lacertae (2 Lac / HD 212120 / HR 8523) ye una estrella de la constelación de Lacerta de magnitú aparente +4,55.
Alcuéntrase a 554 años lluz del Sistema Solar.
2 Lacertae ye una estrella binaria que la so componente principal tien tipu espectral B6V y una temperatura superficial de 15.100 K.
A partir del so espectru envaloróse que l'acompañante ye una estrella blancu-azulada de tipu B8V con una temperatura averada de 12.000 K.
La estrella B6V ye 863 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu 4,3 vegaes más grande qu'el radiu solar, siendo 5 vegaes más masiva que'l Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s, lo que trai un periodu de rotación igual o inferior a 4,9 díes.
La so compañera ye 203 vegaes más lluminosa qu'el nuesu Sol, tien un radiu 3,3 vegaes mayor que la solar y una masa de 3,5 mases solares.
El sistema tien una edá envalorada de 70 millones d'años.
2 Lacertae ye una binaria cercana con una separación ente los dos componentes de namái 0,076 UA —unes 4 vegaes el radiu de la estrella principal— y un periodu orbital de 2,6164 díes.
Ye, amás, una estrella variable que'l so rellumu varia 0,03 magnitúes.
Nun ye una binaria eclipsante sinón una variable elipsoidal rotante, esto ye, la proximidá ente les estrelles fai qu'éstes tengan forma elipsoidal, polo que la área visible camuda conforme les estrelles mover na so órbita. Espiga (α Virginis) ye l'exemplu más notable d'esta clase de variables.
2 Lupi
2 Lupi (2 Lup / f Lupi / HD 135758) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu. Asitiada al norte de la constelación, prácticamente na llende con Llibra, tien magnitú aparente +4,96. Alcuéntrase a 326 años lluz de distancia del Sistema Solar.
2 Lupi ye una xigante de tipu espectral G9IIIaFe1 o K0III.
El so diámetru angular, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 1,91 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 21 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so temperatura efectivo ye de 4480 K y relluma con una lluminosidá 264 vegaes mayor que la lluminosidá solar. 
Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les d'otres xigantes anaranxaes más conocíes como Algieba A (γ Leonis) o Baten Kaitos (ζ Ceti). Piénsase que pue ser una estrella variable, recibiendo la denominación provisional, tocantes a variable, de ZI 1111 y NSV 7012.
2 Lupi ye miembru del grupu Centaurus Superior-Lupus, que de la mesma forma parte de la gran asociación estelar Scorpius-Centaurus. Munches de les estrelles más brilloses de la constelación, ente elles α Lupi y β Lupi, tamién pertenecen al mesmu grupu.
2 Lyncis
2 Lyncis (2 Lyn / HD 43378 / HR 2238) ye una estrella na constelación de Llobu cerval de magnitú aparente +4,45.
Alcuéntrase a 149 años lluz del Sistema Solar.
2 Lyncis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V que la so temperatura efectivo ye de 9210 K.
Tien un radiu 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 46 km/s.
33 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so masa ye de 2,3 mases solares, envalorándose la so edá en 320 millones d'años.
Per otra parte, ye una estrella brillosa en rayos X con una lluminosidá en dicha rexón del espectro de 35 ×10 W. 
Tocantes a la so composición elemental, 2 Lyncis tien una metalicidá per debaxo de la solar, con una bayura relativa de fierro de [Fe/H] = -0,15.
Oxíxenu, calciu y bariu tamién presenten niveles daqué inferiores a los solares pero ye'l siliciu l'elementu con un nivel comparativamente más baxu ([Si/H] = -0,48).
Coles mesmes, 2 Lyncis ye una estrella binaria con un periodu orbital de 2,245 años.
El sistema constitúi una binaria eclipsante, produciéndose una cayida de rellumu de 0,30 magnitúes mientres el eclís. Tamién paez ser una variable Delta Scuti, polo que recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de UZ Lyncis.
2 Puppis
2 Puppis (2 Pup) ye un sistema estelar na constelación de Puppis que s'atopa a 276 años lluz del Sistema Solar.
Ta compuestu poles estrelles 2 Puppis A (HD 62864 / HR 3010) y 2 Puppis B (PV Puppis / HD 62863 / HR 3009).
2 Puppis A ye una estrella blanca de la secuencia principal de magnitú aparente +6,04.
De tipu espectral A2V, funde hidróxenu nel so nucleu al igual qu'el Sol, pero ye más caliente qu'ésti, con una temperatura superficial d'aprosimao 8700 K.
Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 72 km/s y emplega más de 30.000 años en completar una órbita alredor de 2 Puppis B.
ι Centauri o Alfecca Meridiana (α Coronae Australis) son estrelles de carauterístiques allegaes a les de 2 Puppis A.
De la mesma, 2 Puppis B ye una estrella binaria que les sos componentes son estrelles de tipu A8V prácticamente idéntiques. La componente principal, 4,90 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa de 1,57 mases solares y un radiu un 54% más grande qu'el radiu solar.
El so acompañante —con 1,55 mases solares y un radiu un 50% mayor que'l radiu solar— tien el 96% de la lluminosidá de la so compañera.
La velocidá de rotación proyeutada para dambes ye de 43 km/s.
Tamién comparten la mesma temperatura, 6920 K.
2 Puppis B ye una binaria eclipsante, polo que recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de PV Puppis.
El so periodu orbital ye de 1,6607 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita 0,04 UA. El eclís principal y el secundariu son prácticamente iguales, con un amenorgamientu de rellumu de 0,44 ~magnitúes, cuando una de les estrelles intercepta la lluz de la so compañera.
2 Sextantis
2 Sextantis (2 Sex / HD 83425) ye una estrella de magnitú aparente +4,69. Magar el so nome, nun s'alcuentra dientro la constelación de Sextans, el sestante, sinón na vecina Hidra.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 295 ± 8 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Como otres munches estrelles del cielu nocherniegu —por casu Alfard (α Hydrae), ν Hydrae o π Hydrae, toes na constelación d'Hidra— 2 Sextantis ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K3III y una temperatura efectivo de 4120 K.
El so diámetru angular, midíu de forma indirecta en distintes llonxitúes d'onda y considerando el escurecimientu de llimbu, ye de 2,64 ± 0,03 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 26 vegaes más grande qu'el diámetru solar, valor que concuerda bien col llográu por modelos teóricos (24 radios solares).
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— aprosimao la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,29).
Ye 182 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa envalorada un 34% mayor que la masa solar.
2 Ursae Majoris
2 Ursae Majoris (2 UMa) ye una estrella na constelación del sietestrellu.
De magnitú aparente +5,46, alcuéntrase a 153 años lluz del Sistema Solar.
2 Ursae Majoris ye una estrella blanca de tipu espectral A2m con una temperatura superficial de 7918 K.
Ye una estrella con llinies metáliques —d'ende la «"m"» nel so tipu espectral— y, como ye característicu d'estes estrelles, rota amodo, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 11,6 km/s.
Munches de les estrelles Am son binaries y especulóse que tamién 2 Ursae Majoris pueda selo.
La so masa equival a 1,80 mases solares y tien una edá de 770 millones d'años.
Puede ser una estrella llixeramente variable, siendo la so amplitú de variación de namái 0,02 magnitúes.
2 Ursae Majoris tien, como otres estrelles Am, una composición elemental anómala.
Ciertos elementos como sodiu, bariu y fierro son sobreabundantes ([Fe/H] = +0,21) pero otros presenten niveles notablemente baxos. Ye'l casu del calciu, que la so bayura relativa apenes algama'l 9% de la esistente nel Sol ([Ca/H] = -1,02), la tercera más baxa ente 122 estrelles de tipu A estudiaes.
20 Capricorni
20 Capricorni (20 Cap / HD 199728 / HR 8033) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,26 asitiada na constelación de Capricorniu. 
Alcuéntrase a 430 años lluz de distancia del Sistema Solar.
20 Capricorni ye una estrella de tipu espectral Ap o B9psi con una temperatura efectivo de 11.970 K.
Tien una lluminosidá 85 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa 2,95 vegaes mayor que la del Sol.
La so edá envalórase en 77 millones d'años, que correspuende a 1/5 parte de la so vida dientro de la secuencia principal.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 55 km/s.
20 Capricorni ye una estrella químicamente peculiar —concretamente una estrella Ap con llinies d'absorción fuertes de siliciu—, asemeyáu a α Circini o Alioth (ε Ursae Majoris).
El so rellumu ye variable, reparándose una variación de 0,05 magnitúes nun periodu de 2,25 díes, tando clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum. Tocantes a variable recibe'l nome de AO Capricorni.
20 Leonis Minoris
20 Leonis Minoris (20 LMi / HD 86728 / HR 3951) ye una estrella binaria na constelación de Leo Minor asitiada na llende con Lleo. De magnitú aparente +5,40, alcuéntrase a 48,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema, 20 Leonis Minoris A (Gliese 376 A / GJ 376 A), ye una nana mariella de tipu espectral G3Va.
Tien una temperatura efectivo de 5740 K y el so radiu ye un 20% más grande qu'el radiu solar.
Ye un 50% más lluminosa qu'el Sol y tien una masa envalorada llixeramente mayor que la masa solar.
Amuesa una bayura relativa de fierro más elevada que nel Sol ([Fe/H] = +0,20). La so velocidá de rotación de 3 km/s ye daqué mayor que la del Sol y puede tener una edá averada de 6900 millones d'años. Les sos carauterístiques físiques, similares a les de la nuesa estrella, faen d'ella una análoga solar.
La estrella acompañante, 20 Leonis Minoris B (Gliese 376 B / GJ 376 B), ye una tenue nana colorada de tipu M6.5. Visualmente a daqué más de 2 minutos d'arcu, el movimientu propiu común de dambes estrelles indica que tán acomuñaes. Ye una nana colorada activa, anque se piensa que nun ye una estrella acandilante. Demasiao brillante pal so tipu espectral, l'aparente discrepancia puede esplicase si 20 Leonis Minoris B fuera una binaria con dambes componentes casi iguales, lo qu'esplicaría tamién l'altu nivel d'actividá.
20 Monocerotis
20 Monocerotis (20 Mon / HD 54810 / HR 2701) ye una estrella na constelación de Monoceros —el unicorniu— de magnitú aparente +4,92. Alcuéntrase a 211 años lluz del Sistema Solar.
20 Monocerotis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo llixeramente cimera a 4700 K.
Tien un diámetru 12 vegaes más grande qu'el del Sol, asemeyáu al d'otres xigantes naranxes más conocíes como Pólux (β Geminorum) o Menkent (θ Centauri).
Relluma con una lluminosidá 62 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa envalorada de 2,1 mases solares.
Nun esiste unanimidá tocantes a la so edá; ente que pa un estudiu ye una estrella con una antigüedá cimera a los 6000 millones d'años, otru amenorga drásticamente esta cifra a menos de 1000 millones d'años.
20 Monocerotis ye una estrella de baxa metalicidá; la so bayura relativa de fierro ye un terciu de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,47).
Esti emprobecimientu ye patente na mayor parte de los elementos, ente ellos itriu, bariu, lantanu y cerio; otros elementos tales como praseodimiu, neodimio y sobremanera europiu, entá siendo menos abondosos que nel Sol, amuesen conteníos relativamente más elevaos.
20 Pegasi
20 Pegasi (20 Pegasi / HD 209166 / HR 8392) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +5,61.
Alcuéntrase a 228 años lluz del Sistema Solar. 
Anque 20 Pegasi figura clasificada na base de datos SIMBAD como una xigante de tipu espectral F4III, el so diámetru —tan solo 3,3 vegaes más grande qu'el del Sol— queda llueñe del de π Pegasi, tamién xigante de tipu F na constelación de Pegasu.
Nesti aspeutu'l so tamañu ye similar al de ρ Puppis o ε Sextantis.
20 Pegasi tien una temperatura superficial de 6970 ± 80 K y relluma con una lluminosidá 23 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada relativamente lenta de 20 km/s.
La so edá envalórase ente los 1000 y los 1200 millones d'años.
La composición elemental de 20 Pegasi amuesa una bayura relativa de fierro llixeramente cimera a la solar (Fe/H = +0,13). Los conteníos de oxíxenu, sodiu y azufre son comparables a les solares, ente que nitróxenu, siliciu y titaniu son «sobreabundantes» en rellación al Sol. Nel casu del bariu, esti enclín ye más marcáu, siendo la so bayura relativa casi 10 vegaes mayor que nel Sol.
20 Sextantis
20 Sextantis (20 Sex) ye una estrella na constelación de Sextans, el sestante.
Tien magnitú aparente +7,22 y ta, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 169 años lluz de distancia del Sistema Solar.
20 Sextantis ye una nana mariella de tipu espectral F7V, siendo les sos carauterístiques bien paecíes a les de θ Persei A, ι Piscium o ξ Capricorni, anque ta más alloñada de nós qu'éstes.
Tien una temperatura efectivo de 6577 ± 70 K —800 K más caliente qu'el Sol— y el so radiu ye un 26% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 22 km/s —llende inferior de la mesma—, polo que rota siquier 10 vegaes más apriesa que'l Sol.
Presenta un conteníu metálico llixeramente inferior a la solar; dos estudios distintos determinen valores de -0,04 y -0,11 pal so índiz de metalicidá [Fe/H].
20 Sextantis tien una masa de 1,27 mases solares y la so edá envalórase en 3000 millones d'años.
21 Cassiopeiae
21 Cassiopeiae (21 Cas / HR 192) ye un sistema estelar na constelación de Cassiopeia que s'atopa a 99,5 pársecs (324 años lluz) del Sistema Solar.
Ta compuestu poles estrelles YZ Cassiopeiae (HD 4161) y HD 4161 B.
YZ Cassiopeiae ye una binaria onde la estrella primaria ye una estrella con llinies metáliques de tipu espectral A1m y l'estrella secundaria ye una estrella F2V, asemeyada por casu a σ Bootis.
La componente principal tien una temperatura efectivo de 10.200 ± 300 K y ye 63 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien una masa de 2,32 mases solares y un radiu 2,54 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 27 km/s.
El so acompañante —con 1,35 mases solares y un radiu un 35% mayor que'l radiu solar— tien una temperatura superficial de 7.200 K.
Ye 4,4 vegaes más lluminosa que'l Sol y rota a una velocidá igual o superior a 16 km/s.
YZ Cassiopeiae ye una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 4,467 díes. El eclís principal provoca un amenorgamientu de rellumu de 0,41 magnitúes ente que nel secundariu, el descensu de rellumu ye d'apenes 0,07 magnitúes.
Esta binaria tien un campu magnéticu moderadamente intensu ( = 655 G).
La so edá ye de 250 millones d'años aprosimao.
HD 4161 B, la tercer estrella del sistema, tien magnitú aparente +9,7 y, visualmente, ta dixebrada 36,1 segundos d'arcu de YZ Cassiopeiae.
Abondo alloñada de la binaria, emplega más de 86.500 años en completar una órbita en redol a ella.
21 Leonis Minoris
21 Leonis Minoris (21 LMi / HD 87696 / HR 3974) ye una estrella na constelación de Leo Minor. De magnitú aparente +4,48, ye la tercer estrella más brillosa de la mesma dempués de Praecipua (46 Leonis Minoris) y β Leonis Minoris. Forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
A 91 años lluz de distancia de la Tierra, 21 Leonis Minoris ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V y 7839 K de temperatura. Como nel casu del Sol, la so enerxía provién de la fusión nuclear de hidróxenu nel so nucleu internu. Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a θ Cassiopeiae, anque ye menos lluminosa qu'ésta. La so lluminosidá ye 10 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 1,6 vegaes más grande qu'el del mesmu. La so velocidá de rotación de más de 165 km/s ye 80 vegaes mayor que la del Sol, pero ye normal nuna estrella de la so clase.
Tien un conteníu metálico prácticamente igual al del Sol.
Al igual que Fomalhaut (α Piscis Austrini), 21 Leonis Minoris tópase arrodiada por un discu de polvu frío —probablemente un aníu— qu'emite radiación infrarroxo.
Coles mesmes, ta catalogada como variable del tipu Delta Scuti, versión menor de les cefeides, amosando una pequeña variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
21 Lyncis
21 Lyncis (21 Lyn) ye una estrella na constelación de Llobu cerval.
Con magnitú aparente +4,61, ye l'octavu astru más brillosu de la constelación.
Alcuéntrase a 273 años lluz del Sistema Solar.
21 Lyncis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, asemeyáu a Marfik (λ Ophiuchi) o a Merak (β Ursae Majoris).
Tien una temperatura efectivo de 9460 K y una lluminosidá 108 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu envaloráu per aciu métodos indirectos— 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 19 km/s, cifra bien baxa pa una estrella de les sos carauterístiques.
A diferencia d'otres estrelles de tipu A, nun se detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm que evidencie la presencia d'un discu circumestelar de polvu y escombros.
21 Lyncis tien una masa 2,85 vegaes mayor que la masa solar.
Con una edá averada de 250 millones d'años, percorrió'l 89% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
22 Orionis
22 Orionis (22 Ori / o Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,70.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos del satélite Hipparcos, el paralax de 22 Orionis ye de 3,51 ± 0,49 milisegundos d'arcu, lo qu'implica que s'atopa a una distancia averada de 929 años lluz (281 pársecs) respectu al Sistema Solar.
Ye miembru del subgrupu «Ia» de la asociación estelar Orión OB1, una de les rexones galáctiques de formación estelar más cercana.
22 Orionis ye una subxigante o estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu B2.
Tien una temperatura efectivo de 20.481 ± 665 K y la so lluminosidá bolométrica ye 6080 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5 km/s.
Ye una estrella masiva que la so masa envalórase nel rangu de 7,9 a 9,0 mases solares; tien una edá de 18,5 ± 1 millones d'años.
El so campu magnéticu efectivu , midíu nes llinies metáliques del so espectru, ye de 450,9 G.
Per otra parte, 22 Orionis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 293,0 díes.
La escentricidá de la órbita ye ε = 0,15.
23 H. Camelopardalis
23 H. Camelopardalis (HD 46588 / HR 2401) ye una estrella de magnitú aparente +5,45 na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
23 H. Camelopardalis ye una nana mariella de tipu espectral F7V.
Tien una temperatura superficial de 6165 K y ye llixeramente más masiva qu'el Sol, con una masa de 1,08 mases solares.
El so tamañu ye más grande qu'el del Sol —el so diámetru ye un 20% mayor— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,6 km/s.
Nun amuesa actividá cromosférica y la so edá, envalorada según esti criteriu, podría superar a los 7000 millones d'años.
Sicasí, teniendo en cuenta la so actividá na rexón de rayos X, la so edá más probable ye d'unos 4400 millones d'años, cifra que tamién correspuende a la edá envalorada per aciu d'isocrones.
23 H. Camelopardalis presenta una menor bayura relativa de metales que'l Sol, tando entendíu'l so índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,11 y -0,25.
El conteníu de tolos elementos evaluaos ye inferior a la solar, siendo'l emprobecimientu más acusáu nel casu del cobre y samariu; la bayura relativa d'esti últimu metal ye una cuarta parte de la solar.
Cabo señalar tamién el so baxu conteníu de oxíxenu, unu de los menores ente un grupu de 216 estrelles d'asemeyaes carauterístiques.
Otra manera, el so conteníu de litiu (log[Li] = 2,61) ye notablemente más eleváu qu'el del Sol.
23 H. Camelopardalis puede ser una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 60 díes, magar que la so duplicidá nun ta confirmada. La naturaleza de la compañera estelar nun ye conocida, pero especulóse que quiciabes seya una nana con una temperatura de 4100 K y una masa de 0,6 mases solares. La diferencia de rellumu ente les dos estrelles pue ser d'unes 4,3 magnitúes.
HD 33564 alcuéntrase a 58,3 años lluz del Sistema Solar. HD 62613, distante 4,1 años lluz, ye la estrella conocida más cercana a ella.
23 Librae
23 Librae (23 Lib) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +6,45. Alcuéntrase a 84 años lluz de distancia del Sistema Solar. Conócense dos planetes n'órbita alredor d'esta estrella.
23 Librae ta considerada una nana mariella de tipu espectral G4-G5V, anque na base de datos SIMBAD apaez como G6IV-V, lo que señala la posibilidá de que la estrella tea evolucionando escontra la fase de subxigante. Con una edá de 9000 millones d'años —casi'l doble de la del Sol—, tien de tar cerca de clausurar la fusión de hidróxenu nel so interior, momentu nel cual la estrella va empezar a espandise.
La so temperatura superficial, 5740 K, ye llixeramente inferior a la del Sol y tien un radiu un 25% más grande que'l radiu solar.
La so masa equival a 1,05 vegaes la masa solar, siendo 1,49 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella; ello concuerda cola so avanzada edá, una y bones les estrelles asemeyaes al Sol aumenten el so rellumu col pasu del tiempu.
Como la mayor parte de les estrelles qu'alluguen sistemes planetarios, 23 Librae presenta una metalicidá elevada ([Fe/H] = +0,25).
Otros elementos como níquel, siliciu y magnesiu son igualmente sobreabundantes en rellación a la nuesa estrella.
Les rellaciones C/O y Mg/Si dexen inferir la composición de posibles planetes terrestres. 
Nel casu de 23 Librae, a diferencia del Sistema Solar, el carbonu alcuéntrase en forma de grafitu y carburos como carburu de titaniu y carburu de siliciu.
En 1999 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu, denomináu 23 Librae b, per aciu l'analís de velocidaes radiales. La so masa ye 1,59 vegaes mayor que la de Xúpiter. Muévese a lo llargo d'una órbita escéntrica que la so separación cola estrella nel periastru ye de 0,62, UA ente que nel apoastru ye de 1,00 UA, la mesma distancia que dixebra la Tierra del Sol. El so periodu orbital ye de 258 díes.
En 2009 deteutóse un planeta adicional. La so órbita ye más esterna que la del otru planeta y emplega unos 5000 díes en percorrela. 
23 Ursae Majoris
23 Ursae Majoris (23 UMa / h Ursae Majoris / HD 81937 / HR 3757) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,75. Ye la estrella más brillosa na constelación ensin lletra griega de Bayer, polo que ye conocida pol so númberu de Flamsteed. 
Alcuéntrase a 76 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F0IV, 23 Ursae Majoris tien una temperatura superficial de 7080 K. Relluma con una lluminosidá 14 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,5 más grande qu'el radiu solar. Temperatura y lluminosidá impliquen una masa de 1,75 mases solares, polo que tamos ante una estrella de la secuencia principal de 1200 millones d'años d'edá y non ante una subxigante. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 147 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 20,4 hores.
23 Ursae Majoris ye una variable Delta Scuti, magar nun esiste nengún estudiu global al respeutu. Amuesa una pequeña variación nel so rellumu de 0,02 - 0,07 magnitúes, siendo'l so periodu d'aprosimao 2 hores.
23 Ursae Majoris forma una estrella binaria con una compañera visualmente a 23 segundos d'arcu. D'alcuerdu a la so magnitú +9,19, ye una nana naranxa de tipu K7 —probablemente similar a 61 Cygni B o Gliese 638— con una masa averada de 0,63 mases solares. La separación reparada correspuende a una distancia mínima de 530 UA ente dambes estrelles, con un periodu orbital de siquier 7900 años.
23 Vulpeculae
23 Vulpeculae (23 Vul / HD 192806 / HR 7744) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Vulpecula, tres Anser (α Vulpeculae). De magnitú aparente +4,52, nun tener nome propiu nin siquiamente denominación de Bayer. Alcuéntrase a 329 años lluz de distancia del Sistema Solar.
23 Vulpeculae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura superficial de 4060 K. Ye una de les munches estrelles que, con temperatura y lluminosidá similares, funden heliu nel so nucleu. Arturu (α Bootis), Aldebarán (α Tauri) y Pólux (β Geminorum) son los trés xigantes naranxes más brillosos a simple vista, pero ye un tipu d'estrella frecuente nel cielu nocherniegu. La lluminosidá de 23 Vulpeculae ye 375 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, como xigante que ye, el so radiu ye considerablemente más grande qu'el del Sol, 28 vegaes mayor. La so velocidá de rotación ye de siquier 4,2 km/s. Estes carauterístiques son asemeyaes a les de Aldebarán A, magar ésta última ye daqué más fría. 23 Vulpeculae tamién foi catalogada como K3IIIFe-1 y K3IIICN-1Ba0.3Fe-1.
23 Vulpeculae presenta dos compañeres visuales, una apenes a 0,1 segundos d'arcu y l'otra a 0,3 segundos d'arcu.
24 Bootis
24 Bootis (24 Boo / g Bootis / HD 127243 / HR 5420) ye una estrella de magnitú aparente +5,59 asitiada na constelación de Boötes. Ensin lletra griega de Bayer, ye davezu conocida pol so númberu de Flamsteed. Alcuéntrase a 308 años lluz de distancia del Sistema Solar.
24 Bootis ye una subxigante mariella de tipu espectral G3IV que la so temperatura superficial ye de 5000 K aprosimao. La so lluminosidá ye 51 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye una estrella de rotación lenta —la so velocidá de rotación ye de 3,6 km/s, siendo ésti una llende inferior que depende del enclín de la so exa al respective de nós.
Tien una metalicidá notablemente inferior a la solar, siendo la so bayura relativa de fierro ente un 23% y un 26% de la esistente nel Sol. Otra manera, el conteníu de litiu ye un 82% mayor que la solar.
A diferencia del Sol, 24 Bootis ta considerada una estrella del discu gruesu galácticu. Estes estrelles mover en órbites distantes del centru del planu galácticu. La órbita galáctica de 24 Bootis, bien escéntrica (ε = 0,48), llevar a alloñar hasta 1,05 kiloparsecs del centru del planu galácticu.
24 Canum Venaticorum
24 Canum Venaticorum (24 CVn / HD 118232 / HR 5112) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza’. Con magnitú aparente +4,70, ye la tercer estrella más brillosa de la constelación dempués de Cor Caroli (α Canum Venaticorum) y Asterion (β Canum Venaticorum).
Asitiada a 191 años lluz del Sistema Solar, 24 Canum Venaticorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V y 9000 K de temperatura. Ye 66 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo'l so radiu ente 1,5 y 2 vegaes más grande qu'el radiu solar. D'igual tipu espectral que Cástor B (α Geminorum B) o Sheratan (β Arietis), ye más lluminosa que cualesquier d'elles. La so velocidá de rotación ye de siquier 173 km/s, unes 85 vegaes mayor que la del Sol, pero comparable a la d'otres estrelles análogues.
Presenta un conteníu metálico notablemente cimeru a la solar ([M/H] = +0,80 ± 0,10).
Tien una masa de 2,6 mases solares y una edá envalorada de solu 3,1 millones d'años. Anque catalogada como una estrella con envoltura, na década de 1980 la envoltura paez sumir.
24 Canum Venaticorum amuesa un escesu d'emisión infrarroxa qu'indica la esistencia d'un discu de polvu y gas al so alredor, probablemente asitiáu de perfil dende'l nuesu puntu de vista. La temperatura envalorada de los granos de polvu ye de 114 K y, asumiendo que son granos de silicatos, taríen asitiaos a una distancia de 89 UA de la estrella.
24 Leonis Minoris
24 Leonis Minoris (24 LMi) ye una estrella na constelación de Leo Minor de magnitú aparente +6,47.
Distante 104 años lluz del Sistema Solar, les carauterístiques físiques de 24 Leonis Minoris faen d'esta estrella una análoga solar, esto ye, una estrella bien asemeyada al Sol en munchos aspeutos.
De tipu espectral G0V, tien una temperatura efectivo de 5787 ± 32 K.
Relluma con una lluminosidá 2,34 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so diámetru ye un 46% más grande qu'el de la nuesa estrella.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 1 km/s.
Con una masa aprosimao un 7% mayor que la masa solar, ye una estrella más antigua y evolucionada que'l Sol; tien una edá envalorada nel rangu de 6500 - 8000 millones d'años, la cifra exauta varia según la fonte consultada. 
24 Leonis Minoris tien un conteníu relativo de fierro comparable al del Sol ([Fe/H] = +0,05).
Diversos elementos evaluaos presenten valores asemeyaos a les solares.
Cabo señalar el escandiu, daqué más abondosu y, nel otru estremu, el azufre, que'l so conteníu ye un 33% menor que na nuesa estrella.
24 Sextantis
24 Sextantis (24 Sex / HD 90043 / HIP 50887) ye una estrella asitiada na constelación de Sextans. La so magnitú aparente ye +6,44 y alcuéntrase a 244 años lluz del Sistema Solar. En 2010 anuncióse'l descubrimientu de dos planetes estrasolares orbitando alredor d'esta estrella.
24 Sextantis ye una subxigante de tipu espectral K1 que la so temperatura superficial ye de 5098 ± 44 K.
Con una masa un 54% mayor que la masa solar, ye una estrella más evolucionada qu'el Sol qu'empezó a espandise y a esfrecese, siendo'l so radiu 4,9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,77 km/s.
Ye 14,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, comparable a la solar ([Fe/H] = -0,03).
En 2010 afayáronse dos planetes estrasolares, llamaos 24 Sextantis b y 24 Sextantis c, orbitando en redol a 24 Sxetantis.
El primeru d'ellos, con una masa mínimo 1,99 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, orbita a una distancia media de 1,33 UA al respective de la estrella.
24 Ursae Majoris
24 Ursae Majoris (24 UMa / d Ursae Majoris / HD 82210) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,57.
Alcuéntrase a 109 años lluz del Sistema Solar.
24 Ursae Majoris ye una xigante o subxigante mariella de tipu espectral G4III-IV con una temperatura efectivo de 5343 ± 33 K.
Tien un radiu 4,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, llueñe del tamañu d'otres conocíes xigantes marielles como Capella A o B (α Aurigae), o Vindemiatrix (ε Virginis).
Relluma con una lluminosidá 15 vegaes superior a la lluminosidá solar. 
La so masa ye aprosimao un 81% mayor que la del Sol, siendo la so edá averada de 1410 millones d'años.
Anque amuesa una metalicidá inferior a la del Sol, la so bayura relativa de fierro difier según la fonte consultada ente'l 50 y el 60% del valor solar.
24 Ursae Majoris ye una estrella variable, catalogada como variable RS Canum Venaticorum, que recibe la denominación de DK Ursae Majoris.
La variación de rellumu ye de namái 0,06 magnitúes, siendo'l so periodu de rotación de 10 díes.
24 Ursae Minoris
24 Ursae Minoris (24 UMi / HD 166926 / HR 6811) ye una estrella na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente +5,77. Ensin lletra griega de Bayer, ye comúnmente conocida pol so númberu de Flamsteed. Alcontrar a unos 3º del polu norte celeste y a 23 minutos d'arcu de Yildun (δ Ursae Minoris). Alcuéntrase a 156 años lluz del Sistema Solar, una distancia pocu menor de la que nos dixebra de Yildun, tando dambes estrelles separaes 27 años lluz de distancia.
De tipu espectral A2m, 24 Ursae Minoris ye una estrella blanca de la secuencia principal. La "m" de la so clasificación indica que ye una estrella con llinies metáliques, que'l so espectru presenta proporciones anómales de metales. Con una temperatura superficial de 9200 K, ye 10 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo'l so radiu un 20% mayor qu'el radiu solar. D'alcuerdu a la so temperatura, la so lluminosidá ye demasiáu baxa; o bien ye demasiáu caliente pa la so lluminosidá, lo que puede achacar a la so estatus de estrella Am. Consecuentemente, la so velocidá de rotación (55 km/s) ye baxa pa una estrella de tipu A.
25 Aquarii
25 Aquarii (25 Aqr / d Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu; alcontrar al norte de la mesma, cerca de la llende con Pegasu.
De magnitú aparente +5,11, alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 226 años lluz del Sistema Solar.
25 Aquarii ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4721 K —anque otru estudiu señala una temperatura significativamente más elevada de 4801 K—.
Ye 54 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 11 vegaes más grande qu'el diámetru solar, tamañu comparable al de munches xigantes análogues como Pólux (β Geminorum), Giennah (ε Cygni) o ψ Aquarii, esta postrera tamién n'Acuariu.
25 Aquarii amuesa un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,17.
La so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.
25 Cancri
25 Cancri (25 Cnc / d Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +6,10.
Alcuéntrase a 146 años lluz de distancia del Sistema Solar.
25 Cancri ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V.
Neto a ρ Tucanae o a 110 Herculis, tien una temperatura efectivo de 6472 - 6488 K y una lluminosidá seis veces cimera a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, de 0,395 milisegundos d'arcu, dexa envalorar el so radiu, siendo ésti un 90% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 10 km/s y tien una masa ente 1,30 y 1,37 mases solares.
Ye una estrella del discu finu con una edá de 2300 millones d'años.
25 Cancri presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar ente un 33% y un 50%, el valor varia dependiendo de la fonte consultada.
El so conteníu de litiu ye, sicasí, más eleváu qu'el del Sol (log[Li] = 2,58), lo cual nun ye raru una y bones la nuesa estrella paez tar emprobecida nesti elementu en rellación a otres estrelles análogues de la so redolada.
25 Monocerotis
25 Monocerotis (25 Mon / HD 61064 / HR 2927) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +5,14.
Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.
25 Monocerotis ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F6III con una temperatura superficial de 6449 K.
Relluma con una lluminosidá 71 vegaes superior a la del Sol y el so diámetru ye 6,2 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Rota con una velocidá de siquier 20 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,2 mases solares con una edá averada de 530 millones d'años —un 12% de la edá del Sol—.
A diferencia de les xigantes de tipu K o G tardíu, relativamente abondosos, les xigantes de tipu F son bien escases; ente éstes, cabe solliñar a ρ Puppis pola so semeyanza con 25 Monocerotis.
25 Monocerotis tien una elevada metalicidá, siendo la rellación ente'l conteníu de fierro y el de hidróxenu 2,6 vegaes mayor que nel Sol.
Coles mesmes, amuesa sobreabundancia d'elementos como fierro, níquel y bariu; sicasí, ye'l calciu l'elementu qu'amuesa un conteníu relativo más altu, más de cuatro veces percima del valor solar.
Piénsase que 25 Monocerotis puede ser una variable del tipu Delta Scuti, con una pequeña variación de rellumu de 0,01 magnitúes.
26 Arietis
26 Arietis (26 Ari / UU Arietis) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +6,14.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 215 años lluz del Sistema Solar.
26 Arietis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A9V.
Tien una temperatura efectivo de 7413 K, siendo la so lluminosidá 13 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Como otres estrelles análogues, xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 186 km/s.
La so masa ye de 1,77 mases solares y consumió yá 2/3 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
26 Arietis ye una variable del tipu Delta Scuti, recibiendo'l nome, tocantes a variable, de UU Arietis.
Les variables Delta Scuti —ente les que s'atopen les conocíes Vega (α Lyrae), Seginus (γ Bootis) y Pherkad (γ Ursae Minoris)— pueden ser consideraes cefeides de baxa masa, pero con múltiples periodos de pulsación superpuestos.
Esisten siquier otros cinco periodos secundarios de 0,0758, 0,0575, 0,0504, 0,0649 y 0,0728 díes.
26 Canis Majoris
26 Canis Majoris (26 CMa) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +5,90.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 838 años lluz de distancia del Sistema Solar.
26 Canis Majoris ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2V/V que la so temperatura efectivo ye d'aprosimao 16.255 - 17.400 K.
Con un radiu de 3,3 radios solares, relluma con una lluminosidá unes 1000 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 70 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,27 díes.
Tien una masa ente 4,9 y 5,5 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en daqué menos de 50 millones d'años.
26 Canis Majoris ye una estrella Bp químicamente peculiar con un campu magnéticu llonxitudinal mediu de 518 G.
Ye una estrella variable —con una variación de rellumu de namái 0,03 magnitúes— que recibe la denominación, tocantes a variable, de MM Canis Majoris.
La variabilidá ta causada porque elementos como heliu y siliciu distribuyir de forma non homoxénea na superficie estelar.
26 Draconis
26 Draconis (26 Dra) ye un sistema estelar alcontráu na constelación de Draco.
Alcuéntrase a una distancia de 46,3 años lluz del Sistema Solar y tien magnitú aparente +5,24.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye 19 Draconis, a 5,5 años lluz.
La estrella primaria del sistema, 26 Draconis A (GJ 684 A), ye una nana mariella de tipu espectral G0Va, abondo asemeyáu al Sol, con una temperatura efectivo de 5792 K.
Tien un radiu aprosimao un 10% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,0 - 5,6 km/s.
Tien una masa un 8% mayor que la del Sol y manifiesta actividá cromosférica.
Ye una nana naranxa de tipu espectral K3V con una masa equivalente al 76% de la masa solar.
El so radiu ye aprosimao un 25% más pequeñu qu'el del Sol.
Completa una órbita en redol a la primaria cada 76,10 años, siendo la órbita moderadamente escéntrica (y = 0,18).
La separación proyeutada ente dambes componentes ye de 10,5 UA.
Una tercer estrella, Gliese 685 (LHS 3306), comparte movimientu propiu cola binaria AB, de la que ta dixebrada visualmente 738 segundos d'arcu.
Ye una nana colorada de tipu M0.5Ve y magnitú aparente +9,97. La so temperatura efectivo ye de 3720 K y la so lluminosidá ye igual al 5% de la del Sol.
La separación proyeutada al respective de la binaria AB ye de 10.500 UA.
26 Draconis ye, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, una estrella del discu finu.
La so metalicidá ye inferior a la solar n'aprosimao un 33% ([Fe/H] = -0,18).
Sicasí, los conteníos de dellos elementos evaluaos, como siliciu y calciu, son comparables a les solares, ya inclusive el titaniu ye más abondosu.
Coles mesmes, la so bayura relativa de litiu ye más elevada que nel Sol (log[Li] = 2,5).
Ente que la so edá calculada per aciu isocrones concasa cola so edá cromosférica —en redol a los 2.670 millones d'años—, otros métodos basaos na so velocidá de rotación o na so actividá en rayos X suxuren una edá cercana a los 1.000 millones d'años.
27 Arietis
27 Arietis (27 Ari / HD 15596 / HR 731) ye una estrella de magnitú aparente +6,23 asitiada na constelación d'Aries. Ensin lletra griega de Bayer, ye conocida xeneralmente pol so númberu de Flamsteed. Alcuéntrase a 313 años lluz de distancia del Sistema Solar.
27 Arietis ye una estrella mariella, clasificada como xigante o subxigante, de tipu espectral G5III-IV que la so temperatura superficial ye de 4804 K. La so lluminosidá ye 36 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La midida del so diámetru angular (0,00093 segundos d'arcu) dexó calcular el so diámetru, 12 vegaes mayor qu'el del Sol.
La so metalicidá paez ser significativamente menor que la solar, con una rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu 5 vegaes menor que la que presenta'l Sol. 
27 Arietis ta considerada una estrella del discu gruesu galácticu. Estes estrelles mover en órbites distantes del centru del planu galácticu. La órbita de 27 Arietis llevar a alloñar hasta 1,13 kiloparsecs del centru del planu galácticu.
27 Canis Majoris
27 Canis Majoris (27 CMa / HD 56014 / HR 2745) ye un sistema estelar na constelación del Can Mayor de magnitú aparente media +4,66. Alcuéntrase a unos 1590 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La componente primaria, 27 Canis Majoris A, ye una xigante azul de magnitú aparente +4,9. Amás ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 6,28 hores.
La componente secundaria, 27 Canis Majoris B, ta dixebrada de la componente principal 0,1 segundos d'arcu y tien un periodu orbital de 31 años. De magnitú +5,4, ye una estrella variable eruptiva del tipu Gamma Cassiopeiae. Ello fai que'l rellumu del sistema fluctúe ente +4,42 y +4,82, recibiendo la denominación de variable EW Canis Majoris. Al igual qu'otres variables d'esta clase, ta catalogada como una estrella con envoltura.
El tipu espectral conxuntu de 27 Canis Majoris ye B3IIIe y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 15.600 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so temperatura efectivo calculada ye de 17.100 K.
La velocidá de rotación midida ye de 290 km/s, constituyendo esti valor una llende inferior.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— significativamente inferior a la solar ([M/H] = -0,47 ± 0,18). 
27 Hydrae
27 Hydrae (27 Hya) ye una estrella múltiple na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,82.
Alcuéntrase a 222 años lluz del Sistema Solar.
La principal componente del sistema, 27 Hydrae A, ye una xigante mariella de tipu espectral G8III-IV.
Tien una temperatura efectivo ente 4920 y 5080 K y ye 62 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu puede ser 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, anque otra fonte asígna-y un menor tamañu, en redol a 8 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,8 km/s, polo que el so periodu de rotación puede averase a los 80 díes.
Amuesa un conteníu metálico daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a -0,07.
Anque nun hai consensu tocantes a la so masa, ésta taría nel rangu de 2,3 - 3,7 mases solares.
Variaciones na velocidá radial de 27 Hydrae A suxuren la presencia d'un acompañante invisible.
El periodu orbital d'esti acompañante puede ser de 3400 díes, tando separáu 5,9 UA al respective de la xigante.
Asumiendo una masa de 2,3 mases solares pa esta postrera, la masa mínimo del oxetu sería 10 vegaes mayor que la masa de Xúpiter.
Por ello, pue ser un planeta, una nana marrón o una estrella de baxa masa.
Alredor de 27 Hydrae A y el so posible acompañante orbita una binaria formada por una estrella de tipu F4V (27 Hydrae B / HD 80550) y una nana naranxa de tipu K2V (27 Hydrae C / BD-09 2801C).
El periodu orbital del par BC ye d'unos 12.500 años y, de la mesma, empleguen en redol a un millón d'años en completar una vuelta en redol a 27 Hydrae A.
27 Monocerotis
27 Monocerotis (27 Mon) ye una estrella na constelación del Unicorniu de magnitú aparente +4,94.
Alcuéntrase a 275 años lluz del Sistema Solar.
27 Monocerotis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III.
Tien una temperatura efectivo de 4468 K y una metalicidá más baxa que la del Sol (distintes fontes dan un valor pa [Fe/H] ente -0,07 y -0,15).
La so lluminosidá ye 83 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tocantes a el so tamañu, el so diámetru calculáu a partir del so metalicidá, temperatura efectivo y magnitú absoluta— ye 14,4 vegaes más grande qu'el del Sol; la midida indirecta del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu, 1,90 milisegundos d'arcu, conduz a un tamañu llixeramente mayor de 17 diámetros solares.
27 Monocerotis rota amodo, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 1,85 km/s.
Tien una masa averada de 1,27 mases solares y la so edá ye de 4290 ± 2170 millones d'años.
28 Andromedae
28 Andromedae (28 And) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +5,22.
Asitiada a 204 años lluz del Sistema Solar —d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax d'Hipparcos—, 28 Andromedae ta catalogada como xigante blanca de tipu espectral A7III.
Tien una temperatura efectivo de 7305 ± 56 K y una lluminosidá 11 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 21 km/s, más bien lenta pa una estrella de les sos carauterístiques.
El valor del so diámetru angular ye de 0,422 segundos d'arcu, lo que dexa envalorar el so verdaderu tamañu, siendo ésti 2,8 vegaes más grande qu'el del Sol.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a les de Deneb Algedi (δ capricorni) o Seginus (γ Bootis), anque más alloñada qu'éstes.
El conteníu metálico de 28 Andromedae —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— presenta diferencies significatives col del Sol.
Destaquen los altos niveles de bariu y ceriu —el primeru d'ellos 2 vegaes más abondosa—, ente que, otra manera, la superficie de 28 Andromedae ta emprobecida n'elementos como zirconiu, níquel, cinc y manganesu. El conteníu relativo d'esti últimu elementu ye una tercer parte de la solar.
28 Andromedae tien una tenue compañera estelar de magnitú 13,1, separada visualmente 2,4 segundos d'arcu d'ella.
28 Andromedae ye una variable Delta Scuti de baxa amplitú, grupu qu'inclúi a Caph (β Cassiopeiae) y a la enriba citada Seginus.
El rellumu de 28 Andromedae varia 0,05 magnitúes nun periodu de 0,06930 díes, polo que recibe la denominación, tocantes a variable, de GN Andromedae.
28 Vulpeculae
28 Vulpeculae (28 Vul) ye una estrella asitiada na constelación de Vulpecula.
Ye, con magnitú aparente +5,04, la decimotercer estrella más brillosa na constelación.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 517 años lluz del Sistema Solar.
28 Vulpeculae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B5IV, asemeyada a 1 Vulpeculae, nesta mesma constelación.
Daqué más fría qu'esta postrera, tien una temperatura superficial de 15.427 ± 282 K. 
La so lluminosidá bolométrica —na totalidá del espectru electromagnéticu— ye 713 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru ente 2,9 y 3,4 vegaes más grande qu'el diámetru solar, dambos valores calculaos por métodos indirectos.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 276 km/s.
Presenta una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = 0,02 ± 0,11).
La so masa ye cinco veces mayor que la masa solar.
28 Vulpeculae presenta escesu na radiación infrarroxo emitida.
Piénsase que pue tar arrodiada por un discu de polvu que la so temperatura —considerando que les partícules de polvu pórtense como un cuerpu negru— sería de 85 K.
29 Arietis
29 Arietis (29 Ari / HD 15814 / HR 714) ye una estrella de magnitú aparente +6,00 que, al escarecer de denominación de Bayer, ye conocida fundamentalmente pol so númberu de Flamsteed.
Ta asitiada na constelación d'Aries a namái un minutu d'arcu de la eclíptica, el percorríu al traviés del cielu por onde escurre'l Sol.
Alcuéntrase a 94 años lluz del Sistema Solar.
29 Arietis ye una nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura efectivo de 5938 K. A partir de la midida del so semidiámetru angular —0,255 milisegundos d'arcu—, llogróse'l valor del so diámetru real, siendo ésti un 58% más grande qu'el del Sol.
Ye una estrella asemeyada a γ Pavonis, 111 Tauri o HD 179949, y, en menor midida, al Sol, al que supera en lluminosidá y masa.
29 Arietis tien una masa un 27% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá en 3500 millones d'años.
La so metalicidá, espresada como la bayura relativa de fierro, ye llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,05).
La so velocidá de rotación, de 6 km/s, ye unes 3 vegaes más rápida que la del Sol. 
29 Cygni
29 Cygni (29 Cyg / HD 192640 / HR 7736) ye una estrella de magnitú aparente +4,96.
Alcuéntrase na constelación del Cisne 4º al suroeste de la brillosa Sadr (γ Cygni) y 1º al sur de P Cygni.
Alcuéntrase a 139 años lluz del Sistema Solar.
29 Cygni ye una estrella blanca de la secuencia principal catalogada como de tipu espectral A2V.
Sicasí, la so temperatura efectivo de 7920 K ye bien baxa pa la so clase, siendo más apropiada pa una estrella de tipu A7.
La so lluminosidá ye 13,2 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir de la so temperatura y lluminosidá puede evaluase el so diámetru, siendo ésti'l doble del que tien el Sol. 
Diversos estudios ufierten valores desemeyaos tocantes a la so velocidá de rotación; considerando 65 km/s como'l valor más probable pal so velocidá de rotación proyeutada, el so periodu de rotación sería inferior a 1,5 díes.
Tien una masa de 1,8 mases solares y una edá envalorada de 500 millones d'años.
29 Cygni forma parte del amenorgáu grupu de les estrelles Lambda Bootis, siendo conocíes namái unes 50 estrelles d'esti tipu. Anque la naturaleza d'estes estrelles nun ye bien entendida, la idea más aceptada ye que les sos superficies fueron contaminaes por acreción de gas procedente de nubes interestelares circundantes probes en metales.
Primeramente los metales fueron adsorbidos nos granos de polvu de diches nubes.
Piénsase que la presión de radiación de la estrella caltién estremáu'l polvu d'ella ente que'l gas sí s'integra dientro de la estrella.
Asina, el conteníu relativo de fierro de 29 Cygni namái supón el 6% del que tien el Sol, y el de magnesiu apenes algama'l 4%.
Por ello, tamién en conocida pola denominación, tocantes a variable, de 1644 Cygni.
29 Vulpeculae
29 Vulpeculae (29 Vul / HD 196724 / HR 7891) ye una estrella na constelación de Vulpecula —la rapiega— de magnitú aparente +4,82. Alcuéntrase a 213 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
29 Vulpeculae ye una estrella blanca de la secuencia principal —tamién catalogada como subxigante— de tipu espectral A0V.
Con una temperatura superficial de 10.200 K,
tien un radiu equivalente a 2,7 vegaes el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 53 km/s.
La so lluminosidá ye 71 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una masa 2,7 vegaes mayor que la del Sol.
29 Vulpeculae tien una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol.
Coles mesmes, la rellación log Si/log Sr —la razón Si/Sr ye una midida del cambéu de les anomalíes con respectu al númberu atómicu—, según la rellación log Fe/H, indiquen que 29 Vulpeculae ye una incipiente estrella Am o estrella con llinies metáliques.
Sicasí nun ye una estrella variable y como tal nun apaez catalogada nel Xeneral Catalogue of Variable Stars.
3 Centauri
3 Centauri (3 Cen) ye una estrella binaria asitiada na zona septentrional de la constelación de Centaurus. Alcuéntrase a 347 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema, 3 Centauri A (HD 120709 / HR 5210), relluma con magnitú aparente +4,53. Figura catalogada como una xigante azul de tipu espectral B5III pero los sos parámetros físicos suxuren qu'inda nun abandonó la secuencia principal.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 17.500 K y la so lluminosidá ye 700 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,9 vegaes más grande qu'el del Sol y, pa ser una estrella de les sos carauterístiques, rota amodo; la so velocidá de rotación proyeutada de 19 km/s da llugar a un periodu de rotación inferior a 8 díes.
Ye una estrella probe n'heliu —el conteníu d'esti elementu ye una cuarta parte del valor normal— y, amás, l'isótopu predominante na atmósfera estelar ye'l heliu-3, muncho menos abondosu nel Universu qu'el heliu-4.
Coles mesmes, el conteníu de dellos elementos pesaos como mercuriu, fósforu, galiu y kriptón ye sobromanera altu en rellación a los valores habituales.
Pequenes variaciones nel so rellumu pudieren debese a la presencia d'una compañera cercana que dacuando la clisa; por ello recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de V983 Centauri.
La estrella secundaria, 3 Centauri B (HD 120710 / HR 5211), tien magnitú aparente +6,02 y ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
La so lluminosidá ye 82 vegaes mayor que la del Sol y tien una masa de trés mases solares, igual al 60% de la masa de la so compañera.
Tien un radiu 2,1 vegaes más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada, 165 km/s, ye normal pa una estrella de la so clase.
La separación nel cielu ente 3 Centauri A y B ye de 8 segundos d'arcu.
La distancia real ente elles ye de siquier 800 UA y el periodu orbital ye mayor de 8200 años, polo que nun se reparó movimientu orbital dalgunu.
3 Ceti
3 Ceti (3 Cet) ye una estrella asitiada na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,95.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos —1,56 ± 0,31 milisegundos d'arcu—, a unos 2090 años lluz del Sistema Solar, cifra namái averada dáu l'ampliu marxe d'erru inherente a la midida.
3 Ceti ye una superxigante naranxa de tipu espectral K3I.
Tien una temperatura efectivo de 4183 ± 23 K —anque otros estudios rebaxen dichu valor hasta los 4052 K— y una lluminosidá 10.170 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,8 km/s.
Presenta una metalicidá daqué más alzada que la solar ([Fe/H] = +0,22).
Anque de xuru ye una estrella masiva, nun esiste consensu en cuantes al valor de la so masa; distintes fontes asitien dichu valor ente les 7,9 y les 9 mases solares.
La so edá averada ye de casi 30 millones d'años.
3 Ceti apaez como posible variable nel New Catalogue of Suspected Variable Stars.
Recibe la denominación de variable provisional de NSV 13.
3 Corvi
3 Corvi (3 Crv / HD 105850 / HR 4635) ye una estrella de magnitú aparente +5,47. Asitiada na constelación de Corvus, el cuervu, alcuéntrase a mediu camín ente Minkar (ε Corvi) y Alchiba (α Corvi), non llueñe de la llende con Hidra. Alcuéntrase a 183 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Al igual qu'el Sol, 3 Corvi ye una estrella de la secuencia principal, esto ye, la so enerxía ye xenerada nel so interior pola fusión nuclear de hidróxenu en heliu. De tipu espectral A1V (tamién clasificada como A2) y con una temperatura d'aprosimao 8610 K, ye una estrella de carauterístiques bien paecíes a Siriu (α Canis Majoris), anque ta unes 20 vegaes más alloñada qu'ésta. A diferencia de Siriu, 3 Corvi paez ser una estrella sola, ensin nenguna compañera estelar. El so diámetru ye 2,1 vegaes mayor qu'el del Sol y la so lluminosidá equival a 21 vegaes la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 124 km/s, que, anque comparada cola del Sol ye unes 60 vegaes más rápida, ye asemeyada a l'atopada n'otres estrelles asemeyaes como α Lacertae o θ Capricorni.
3 Monocerotis
3 Monocerotis (3 Mon) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +4,94.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos del satélite Hipparcos, el paralax correxíu de 3 Monocerotis ye de 4,20 ± 0,56 milisegundos d'arcu, lo que la asitia a una distancia averada de 769 años lluz (236 pársecs) respectu al Sistema Solar.
3 Monocerotis ye una xigante azul de tipu B5III.
Tien una temperatura efectivo de 16.258 ± 213 K y la so lluminosidá bolométrica ye 1858 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu, calculáu de forma indirecta, ye 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ente 45 y 60 km/s.
Anque ye una estrella masiva de 5,85 mases solares, la so masa quedo claramente per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
3 Monocerotis tien una compañera estelar de magnitú +8,25 que la so separación visual con ella ye de 1,99 segundos d'arcu.
La separación real ente elles ye de siquier 470 UA.
3 Persei
3 Persei (3 Per) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +5,71.
Alcuéntrase a 245 años lluz del Sistema Solar.
3 Persei ye una subxigante naranxa de tipu espectral K0IV.
Les subxigantes son estrelles que terminaron la fusión nuclear del hidróxenu nos sos núcleos, siendo más brillosos que les nanes de la secuencia principal pero menos que les xigantes puramente diches.
Errai A (γ Cephei), ε Reticuli η Serpentis son subxigantes non bien distintes de 3 Persei.
3 Persei tien una temperatura efectivo ente 4786 y 4845 K y ye 31 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye 8 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,0 km/s.
Nun esiste consensu tocantes a la so masa, envalorándose ésta ente 1 y 2,2 mases solares, y tien una edá ente 870 y 4550 millones d'años.
3 Persei presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16).
Ciertos elementos como calciu, siliciu y europiu presenten niveles asemeyaos a les solares, pero otros, como itriu y ceriu, son marcadamente deficitarios ([Ce/Fe] = -0,14).
3 Vulpeculae
3 Vulpeculae (3 Vul / HD 182255 / HR 7358 / V377 Vulpeculae) ye una estrella na constelación de Vulpecula —la rapiega— de magnitú aparente +5,22. 
Conocida pol so númberu de Flamsteed al nun tener denominación de Bayer, esta estrella amenó interés tantu pol so variabilidá como pola so composición química.
Anque 3 Vulpeculae figura clasificada como una xigante azul de tipu espectral B6III, otros autores considérenla una nueva estrella de la secuencia principal.
Con una temperatura de 14.400 K, tien una lluminosidá 315 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 2,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar y tien un conteníu metálico aprosimao la metá qu'el del Sol.
Variable pulsante, forma parte del grupu de les estrelles B pulsantes lentes (SPB), con variaciones nel so espectru y na so lluminosidá similares a les de 53 Persei, prototipu del grupu. Al igual qu'esta postrera, ye multiperíodica, con periodos de 1,029, 1,262 y 1,169 díes.
Per otra parte, presenta una composición química similar a la d'otres estrelles de tipu B, polo que non cabo considerala como una estrella peculiar.
3 Vulpeculae ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 367,26 díes. La componente principal tien una masa de 4,16 mases solares, ente que la componente secundaria puede tener una masa entendida ente 0,6 y 1,1 mases solares.
La separación media ente componentes puede ser de 1,7 ~ UA.
El sistema, asitiáu a 402 años lluz del Sistema Solar, tien una edá envalorada de 25 millones d'años.
30 Herculis
30 Herculis (30 Her / g Herculis / HD 148783 / HR 6146) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,83. Alcuéntrase a 360 años lluz de distancia del Sistema Solar.
30 Herculis ye una xigante colorada de tipu espectral M6III con una temperatura efectivo de 3146 K. Ye una auténtica xigante con un nucleu inerte de carbonu; tien un radiu 228 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 1,06 UA, daqué más de la distancia ente la Tierra y el Sol.
Sicasí, nun ye una estrella bien masiva; piénsase que cuando nació la so masa nun yera enforma mayor de 1 o 2 mases solares.
Na actualidá pierde masa debíu al fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie a razón de 2,6 diezmillonésimes de la masa solar cada añu. Esti vientu formó una gran cubierta al so alredor rica en óxidos metálicos.
La lluminosidá de 30 Herculis nun ye bien conocida, pudiendo tar entendida ente 2900 y 8700 vegaes la del Sol, el primeru de los valores más en concordanza col so tipu espectral. Coles mesmes ye una variable semirregular de tipu SRB con una variación nel so rellumu ente magnitú +4,30 y +6,30. El periodu principal ye de 89,2 díes y, superpuestu a él, esiste un periodu más llargu d'unos 833 díes.
30 Lyncis
30 Lyncis (30 Lyn / HD 69548 / HR 3254) ye una estrella asitiada na constelación del Llobu cerval. La so magnitú aparente ye +5,89 y alcuéntrase a 103 años lluz del Sistema Solar.
30 Lyncis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V con una temperatura superficial de 6709 K.
El so radiu ye un 42% más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de siquier 53,9 km/s.
30 Lyncis, con una velocidá de rotación proyeutada 27 vegaes más alta que'l Sol, asítiase xusto percima de dichu llende, siendo'l so periodu de rotación igual o inferior a 1,27 díes.
Coles mesmes, presenta una metalicidá (bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu) per debaxo de la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
La so edá envalórase en 1500 millones d'años.
Al igual que'l Sol, ye una estrella solitaria que nun forma parte d'un sistema estelar.
30 Tauri
30 Tauri (30 Tau / y Tauri / HD 23793) ye una estrella binaria na constelación de Tauru de magnitú aparente +5,06. Asitiada a 565 años lluz del Sistema Solar, los dos componentes tán visualmente separaes 9,3 segundos d'arcu, lo que supón una separación real ente elles de más de 1650 UA y un periodu orbital de siquier 25.000 años.
La componente principal, 30 Tauri A, ye una estrella azul de tipu espectral B3V con una incierta temperatura de 16.400 K. La so lluminosidá averada ye ente 900 y 1300 vegaes mayor que la lluminosidá solar, el so radiu ye ente 3,5 y 4 vegaes más grande qu'el del Sol, y la so masa ye 5,3-6 vegaes mayor que la masa solar. 30 Tauri B, de magnitú 9,41, ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F5V con una temperatura de 6600 K y una lluminosidá 4,5 vegaes mayor que la solar. El so radiu ye 1,7 vegaes mayor que'l radiu solar y la so masa ye 1,3 vegaes la del Sol.
El sistema ye bien conocíu pola so relativa mocedá, con una edá envalorada inferior a 28 millones d'años. Anque la estrella azul yá ta na secuencia principal, el so acompañante probablemente ta nel procesu d'asentamientu como una nana mariella. A diferencia d'otres estrelles nueves, nun esiste evidencia de la formación d'un discu protoplanetariu en redol a 30 Tauri B.
30 Vulpeculae
30 Vulpeculae (30 Vul / HD 197752 / HR 7939 / HIP 102388) ye una estrella na constelación de Vulpecula. De magnitú aparente +4,93, nun tener nome propiu nin denominación de Bayer, siendo conocida pol so númberu de Flamsteed. Alcuéntrase a 365 años lluz de distancia del Sistema Solar.
30 Vulpeculae ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4649 K.
Esta clase d'estrelles son frecuentes nel cielu nocherniegu, destacando ente elles Arturu (α Bootis) o Aldebarán (α Tauri).
La lluminosidá de 30 Vulpeculae ye 166 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, como xigante que ye, el so radiu ye considerablemente más grande qu'el del Sol, unes 16 vegaes mayor. La so velocidá de rotación ye de namái 1,5 km/s, magar esta cifra ye namái una llende inferior.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— ye namái un 13% inferior a la solar.
30 Vulpeculae tien una compañera estelar detectada namái per aciu espectroscopia.
El so periodu orbital ye de 2506 díes y la so órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,38).
31 Aquilae
31 Aquilae (31 Aql / b Aquilae / HD 182572 / HR 7373) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +5,16. Alcuéntrase a 49,4 años lluz del Sistema Solar.
31 Aquilae ye una subxigante mariella de tipu espectral G8IV que la so temperatura efectivo ye de 5580 K.
Con una lluminosidá cercana al doble de la lluminosidá solar, el so radiu ye un 35% más grande qu'el del Sol, confirmando'l so estatus de subxigante.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,2 km/s.
Daqué menos masiva que'l Sol —con una masa en redol a les 0,95 mases solares—, ye una estrella antigua con una edá averada de 10.000 millones d'años.
L'interés principal de 31 Aquilae anicia nel so eleváu conteníu metálico, condición que comparte con Azmidiske (ξ Puppis) y α Indi.
La so bayura relativa de fierro ye 2,40 vegaes mayor que nel Sol; otros elementos como siliciu, titaniu y níquel amuesen una «sobreabundancia» similar, siendo especialmente notable'l conteníu de sodiu, que triplica'l del Sol.
El conteníu de litiu ye 6 vegaes mayor que na nuesa estrella, lo cual nun ye d'estrañar considerando que'l Sol, en rellación con otres estrelles, paez tar emprobecíu nesti metal.
Dos estrelles de magnitú +8,7 y +10,3, visualmente a casi 2 minutos d'arcu, pueden tar físicamente rellacionaes con 31 Aquilae.
Per otra parte, ye posible que 31 Aquilae sía una estrella variable, recoyida nel New Catalogue of Suspected Variable Stars como NSV 11994.
31 Cephei
31 Cephei (31 Cep / HD 214470 / HR 8615) ye una estrella na constelación de Cepheus de magnitú aparente +5,09. Alcuéntrase a 180 años lluz del Sistema Solar.
31 Cephei ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F3III-IV, clasificación estelar que la asitia ente les xigantes y les subxigantes.
Tien una temperatura efectivo de 6828 K —6637 K según otru estudiu—, siendo unes 22 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular de 0,57 milisegundos d'arcu —valor llográu per aciu métodos indirectos—, dexa envalorar el so verdaderu diámetru, resultando ser ésti 3,4 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 85 km/s.
La característica más notable de 31 Cephei ye la so elevada metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, que ye 3,2 vegaes superior a la solar.
Los niveles de ciertos metales son enforma mayores que los solares —el itriu ye 17 vegaes más abondosa ente que lantanu, bariu y cinc son 6 vegaes más abondoses— y tamién el oxíxenu ye 2,5 vegaes más abondosa que na nuesa estrella.
Per otra parte, la superficie estelar de 31 Cephei ye deficiente en ciertos elementos tales como azufre, samariu y manganesu; el conteníu relativo d'esti últimu metal ye la metá del esistente nel Sol.
31 Comae Berenices
31 Comae Berenices (31 Com / HD 111812 / HR 4883) ye una estrella de la constelación de Melota de Berenice que s'atopa a 307 años lluz de distancia del Sistema Solar. El so allugamientu nel cielu nocherniegu marca la posición del polu norte galácticu, onde la cantidá de polvu interestelar ye menor, lo que dexa ver una gran cantidá d'oxetos del espaciu fondu.
31 Comae Berenices ye una xigante mariella de tipu espectral G0IIIp. Non demasiáu lluminosa dientro de les estrelles xigantes —la so lluminosidá ye 82 vegaes superior a la del Sol—, el so radiu ye 9,7 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so masa, envalorada a partir de la teoría d'estructura y evolución estelar, ye 2,55 vegaes la masa solar. Con un nucleu inerte de heliu, ye una estrella en rápida transición escontra la fase de xigante colorada, onde va algamar una lluminosidá casi 1000 vegaes superior al del Sol. Nel diagrama de Hertzsprung-Russell ta cruciando la llamada Llaguna de Hertzsprung, rexón onde malapenes s'atopen estrelles.
31 Comae Berenices ye una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +4,87 y +4,97. Clasificada como una variable FK Comae Berenices, recibe la denominación de variable LS Comae Berenices.
31 Orionis
31 Orionis (31 Ori / CI Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,71.
Alcuéntrase a 508 años lluz del Sistema Solar.
31 Orionis ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III.
Tien una temperatura efectivo de 3930 K
y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la radiación infrarroxo emitida— 809 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
De gran tamañu, el so radiu ye 58 vegaes más grande qu'el del Sol, lo que correspuende al 70% de la órbita de Mercuriu.
La so masa ye 3,5 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de de 280 millones d'años.
Terminó la fusión del so hidróxenu internu fai unos 30 millones d'años y na actualidá funde heliu.
La so bayura relativa de fierro ([Fe/H] = -0,30) ye la metá que la del Sol.
Nel pasáu pensóse que yera una estrella variable —por ello recibe la denominación de CI Orionis—, pero güei la so variabilidá paez refugada.
31 Orionis tien una compañera visual dixebrada d'ella 12,7 segundos d'arcu.
Anque prácticamente nun se reparáu movimientu orbital, dambes estrelles moviéronse de forma conxunta pel espaciu mientres 175 años, polo que se piensa que constitúin un sistema binariu.
A partir del so rellumu, puede deducise que l'acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A8.
La separación angular ente dambes estrelles traducir nuna separación real de siquier 2000 UA, lo qu'implica un periodu orbital de más de 40.000 años.
31 Vulpeculae
31 Vulpeculae (31 Vul / HD 198809 / HR 7995) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Vulpecula —la rapiega—, tres Anser (α Vulpeculae), 23 Vulpeculae y 13 Vulpeculae. De magnitú aparente +4,58, nun tener nome propiu nin denominación de Bayer, siendo conocida fundamentalmente pol so númberu de Flamsteed.
31 Vulpeculae ye una xigante mariella de tipu espectral G7III con una temperatura superficial averada de 5113 K.
La so lluminosidá ye 54 vegaes mayor que la lluminosidá solar y presenta un conteníu metálico inferior a la solar ([Fe/H] = -0,14).
Por aciu interferometría midióse en banda K la so diámetru angular (1,51 milisegundos d'arcu), lo que dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 11 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 5,9 y 6,7 km/s.
31 Vulpeculae tien una masa envalorada a partir de la temperatura efectivo determinada per aciu espectroscopia— de 2,6 mases solares y una edá averada de 720 millones d'años.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Vindemiatrix (ε Virginis), Aldhibain (η Draconis) o δ Bootis.
Sicasí, al tar a 216 años lluz del Sistema Solar, el so rellumu ye menor qu'el de cualesquier d'elles.
32 Piscium
32 Piscium (32 Psc / c Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis.
De magnitú aparente +5,70, alcuéntrase a 120 años lluz de distancia.
Fai 782.000 años tuvo a 108 años lluz, la so mínima distancia respectu al Sistema Solar.
32 Piscium ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F1V.
Les sos carauterístiques son paecíes a les de β Trianguli Australis o a les de π Piscis Austrini.
Tien una temperatura efectivo de 7127 ± 77 K y una lluminosidá 6,2 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 1,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, 32 Piscium xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 55 km/s.
El so conteníu metálico ye notablemente inferior al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,34.
La masa de 32 Piscium ye un 52% mayor que la masa solar y la so edá ta entendida ente los 1400 y los 1700 millones d'años, siendo la so edá más probable 1600 millones d'años.
33 Bootis
33 Bootis (33 Boo / HD 129002 / HR 5468) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,40.
Alcuéntrase a 197 años lluz del Sistema Solar.
33 Bootis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, asemeyáu a la brillosa Siriu (α Canis Majoris), pero 23 vegaes más alloñada qu'ésta.
Ye una estrella que funde la so hidróxenu internu en heliu al igual qu'el Sol, pero ye notablemente más caliente qu'ésti con una temperatura superficial de 9630 K.
La so lluminosidá ye 23,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 95 km/s, siendo esta cifra namái una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín del so exa de rotación. 
La so masa equival a 2,20 mases solares y namái percorrió'l 10% del so trayectu como estrella de la secuencia principal.
33 Bootis ye una estrella bien lluminosa en rayos X con una lluminosidá de 1341,9 × 10 W.
Al comparala con otres estrelles asemeyaes, resulta ser 69 vegaes más lluminosa que Vega (α Lyrae) o 72 vegaes más que Menkalinan (β Aurigae); nestes llonxitúes d'onda la so lluminosidá ye comparable a la d'estrelles peculiares como υ Lupi o 56 Tauri. 
33 Piscium
33 Piscium (33 Psc) ye una estrella binaria na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,61 que s'atopa a 128 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal de 33 Piscium ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb.
Tien una temperatura efectivo de 4750 Ky ye 24 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 1,73 ± 0,02 milisegundos d'arcu, lo que dexa evaluar el so diámetru real; ésti, magar ser 7 vegaes más grande qu'el del Sol, nun ye grande pa una xigante de les sos carauterístiques.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s y tien una masa de 1,7 ± 0,4 mases solares.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la solar ([Fe/H] = -0,09).
Otros elementos como sodiu, siliciu, calciu y cromu presenten unos niveles asemeyaos a les solares, ente que el vanadiu ye daqué más abondosu que na nuesa estrella.
El periodu orbital del sistema ye de 72,93 díes y la escentricidá de la órbita ye ε = 0,27.
33 Piscium ye una variable RS Canum Venaticorum que'l so rellumu varia 0,08 magnitúes, recibiendo la denominación, tocantes a variable, de BC Piscium.
Tien l'actividá magnética conocida más baxa ente esta clase de variables; el Observatoriu Einstein de rayos X estudió'l so fluxu superficial (< 5×10 ergcms), siendo ésti inferior en dos d a los fluxos superficiales reparaos nos sistemes RS Canum Venaticorum de llargu periodu con menor actividá.
33 Sextantis
33 Sextantis (33 Sex / HD 92588 / HR 4182) ye una estrella asitiada na constelación de Sextans, el sestante.
Tien magnitú aparente +6,26 y alcuéntrase a 112 años lluz del Sistema Solar. 
33 Sextantis ye una subxigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9IV —antes catalogada como K1IV— que la so temperatura superficial ye de 5136 K.
La so masa envalorada ye de 1,24 ± 0,04 mases solares, siendo una estrella más evolucionada qu'el Sol qu'empezó a espandise y a esfrecese; el so radiu ye 2,36 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s y el so periodu de rotación ye de 51 díes.
33 Sextantis ye 3,6 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una metalicidá comparable a la solar; un estudiu asígna-y un conteníu metálico superior al del Sol (([Fe/H] = +0,07) ente qu'otru otorgar una conteníu llixeramente inferior (([Fe/H] = -0,03).
34 Lyncis
34 Lyncis (34 Lyn) ye una estrella na constelación de Llobu cerval de magnitú aparente +5,37.
Alcuéntrase a 180 ± 4 años lluz del Sistema Solar.
34 Lyncis ye una estrella mariella de tipu espectral G8IV con una temperatura efectivo ente 4755 y 4819 K.
Con un diámetru 7 vegaes más grande qu'el diámetru solar, nun ye una verdadera xigante —el so tamañu ye un 60% menor qu'el de xigantes de tipu G8 como Vindemiatrix (ε Virginis) o Sadalbari (μ Pegasi)—, siendo considerada una subxigante.
Les sos carauterístiques son bien paecíes a les de λ Andromedae pero alcuéntrase a más del doble de distancia de nós qu'esta postrera.
34 Lyncis relluma con una lluminosidá ente 22 y 26 vegaes la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,0 km/s.
Esibe un conteníu metálico inferior a la solar nun 40%, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,23.
Con una masa de 1,48 mases solares, la so edá envalorada ye de 2800 millones d'años.
34 Vulpeculae
34 Vulpeculae (34 Vul / HD 203344 / HR 8165) ye una estrella de magnitú aparente +5,57. A pesar dla so denominación de Flamsteed nun s'atopa na constelación de Vulpecula sinón na de Pegasu, tando asitiada na llende ente dambes constelaciones. Alcuéntrase a 280 años lluz de distancia del Sistema Solar.
34 Vulpeculae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III —asemeyáu a Kaus Borealis (λ Sagittarii) o Wei (ε Scorpii), más brilloses al tar más próximes— con una temperatura superficial de 4666 K. La midida del so diámetru angular, 0,0013 segundos d'arcu, dexó determinar el so diámetru, 8,9 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so metalicidá paez ser menor que la solar, con una rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu equivalente al 60% de la esistente nel Sol.
Coles mesmes, los conteníos de nitróxenu y oxíxenu en rellación al de fierro son bien cimeros a los de la nuesa estrella.
34 Vulpeculae tien una edá envalorada de 5450 ± 2520 millones d'años.
34 Vulpeculae ta considerada una estrella del discu gruesu galácticu. Estes estrelles mover en órbites distantes del centru del planu galácticu. La órbita de 34 Vulpeculae llevar a alloñar hasta 1,38 kiloparsecs del centru del planu galácticu.
35 Aquilae
35 Aquilae (35 Aql / c Aquilae / HD 183324 / HR 7400) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +5,79. Alcuéntrase a 192 años lluz del Sistema Solar.
35 Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V que la so temperatura efectivo ye d'aprosimao 10.325 K.
Relluma con una lluminosidá 22 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación proyeutada, 110 km/s, ye comparable a otres estrelles de les sos mesmes carauterístiques.
Ye una estrella notablemente probe en metales; el so conteníu relativo de fierro apenes supón un 7% del atopáu nel Sol.
Tien una masa de 2,9 mases solares y paez ser una estrella bien nueva de namái 10 millones d'años d'edá —compárese col Sol que la so edá ye de 4600 millones d'años.
35 Aquilae presenta delles carauterístiques d'interés.
Per una parte, esiste evidencia de que 35 Aquilae, al igual qu'otres estrelles asemeyaes como Denébola (β Leonis) o Merak (β Ursae Majoris), tópase arrodiada por un discu de polvu.
Per otra parte, ye una estrella Lambda Bootis; esti heteroxeneu grupu ta formáu por estrelles con llinies metáliques débiles qu'amuesen una falta d'elementos pesaos —particularmente del grupu del fierro— cola clara esceición de carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre.
Ta catalogada como estrella variable Alfa2 Canum Venaticorum d'oscilaciones rápides, con una pequeña variación nel so rellumu de 0,04 magnitúes. Recibe la denominación d'estrella variable V1431 Aquilae.
35 Pegasi
35 Pegasi (35 Peg / HD 212943 / HR 8551 / HIP 110882) ye una estrella de magnitú aparente +4,79 asitiada na constelación de Pegasu.
Al nun tener denominación de Bayer, ye conocida xeneralmente pol so númberu de Flamsteed.
35 Pegasi ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III que la so temperatura superficial ye de 4600 K.
La so lluminosidá ye 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La midida del so diámetru angular —1,71 ± 0,07 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 9 vegaes más grande qu'el solar.
Xira sobre sigo mesma amodo con una velocidá de rotación proyeutada ente 1,0 y 1,4 km/s.
A diferencia de la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, 35 Pegasi ye una estrella del discu gruesu galácticu, como Arturu (α Bootis) o 14 Andromedae.
Estes estrelles mover en órbites distantes del centru del planu galácticu; nel casu de 35 Pegasi, alloñar hasta 1,69 kiloparsecs del centru del planu galácticu.
Consecuentemente, el so conteníu metálico ye significativamente menor que la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,32. 
Ye considerablemente más antigua que'l Sol, con una edá envalorada de 8720 ± 1940 millones d'años. Alcuéntrase a 160 años lluz de distancia del Sistema Solar.
36 Capricorni
36 Capricorni (36 Cap / b Capricorni / HD 204381) ye una estrella na constelación de Capricorniu.
De magnitú aparente +4,50, alcuéntrase a 171 años lluz del Sistema Solar.
Nun tien nome propiu, pero na astronomía china yera conocida como Jin (晉) o Tsin —antiguu estáu feudal de China—, títulu tamién utilizáu pa designar a θ Capricorni. 
36 Capricorni ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 5100 K.
Ye asemeyáu a otres conocíes xigantes del cielu nocherniegu tales como Pólux (β Geminorum), Menkent (θ Sagittarii) o Nash (γ Sagittarii).
La so lluminosidá ye 51 vegaes superior a la del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,74 km/s.
Con una masa 2,5 vegaes mayor que la masa solar, la so edá envalorada cifrar en 600 millones d'años.
36 Capricorni tien una metalicidá prácticamente igual a la del Sol ([M/H] = -0,01).
Les bayures relatives de diversos elementos como fierro, calciu, siliciu, titaniu, níquel y vanadiu son tamién bien similares.
Namá'l nivel de aluminiu ye daqué más baxu que la solar.
36 Comae Berenices
36 Comae Berenices (36 Com / HD 112769 / HR 4920) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice, visualmente 2,5º graos al oeste de Diadem (α Comae Berenices). De magnitú aparente +4,77, alcuéntrase a 324 años lluz del Sistema Solar d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos.
36 Comae Berenices ye una xigante colorada de tipu espectral M1IIIb, onde la «b» indica que dientro de les xigantes ye de les menos lluminoses.
Magar ello, la so lluminosidá ye 372 vegaes mayor que la lluminosidá solar; una parte importante de la so enerxía ye radiada como lluz infrabermeyo y, arriendes d'ello, ye una estrella brillosa nesta rexón del espectru.
Tien una baxa temperatura efectivo de 3890 ± 20 K —como correspuende a una xigante de les sos carauterístiques— y el so radiu ye 43 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 0,2 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la metá de la órbita de Mercuriu.
36 Comae Berenices puede ser una estrella variable, recibiendo la denominación de NSV 6046 nel «New Catalogue of Suspected Variable Stars». La variación del so rellumu, de 0,08 magnitúes, nun ta entá confirmada.
36 Ophiuchi
36 Ophiuchi (36 Oph / HIP 84405) ye una sistema estelar na constelación de Ophiuchus asitiáu a 19,5 años lluz del Sistema Solar. Alcuéntrase nel estremu sur de la constelación, al sur de θ Ophiuchi.
36 Ophiuchi ye un sistema estelar triple onde la componente C orbita en redol al par interior formáu por A y B.
36 Ophiuchi A (GJ 663 A / HD 155886 / HR 6402) ye una nana naranxa de tipu espectral K0V que la so temperatura ye de 5100 K. Asemeyáu a α Centauri B, relluma con una lluminosidá correspondiente al 28% de la lluminosidá solar. Tien una masa de 0,85 mases solares y un radiu equivalente al 81% del radiu solar.
La so metalicidá, basada na so bayura en fierro, ye aprosimao la metá que nel Sol.
36 Ophiuchi B (GJ 663 B / HD 155885 / HR 6401) tien unes carauterístiques físiques casi idéntiques a 36 Ophiuchi A, magar ye una estrella daqué más fría de tipu K1V.
La órbita de la estrella binaria AB ye bien escéntrica (ε = 0,922), variando la separación real ente los dos componentes dende 7 UA hasta 169 UA; el so periodu orbital ye de 570 años.
El periodu de rotación de dambes estrelles ye d'aprosimao 21 díes; probablemente, la interaición ente elles ralentizó les velocidaes de rotación.
Los dos estrelles tienen cromosferes actives.
Variaciones na velocidá radial de 36 Ophiuchi B suxurieron la presencia d'un compañeru subestelar, que la so masa sería 8 vegaes mayor que la del planeta Xúpiter, n'órbita alredor d'esta estrella; anguaño piénsase que diches variaciones son debíes a la gran actividá cromosférica de la estrella.
36 Ophiuchi C (HD 156026 / GJ 664) orbita alredor de la binaria AB a una distancia entendida ente 4370 y 5390 UA. Ye tamién una nana naranxa de tipu K5V catalogada como variable RS Canum Venaticorum, recibiendo la designación de variable V2215 Ophiuchi. La so lluminosidá equival a 0,087 soles, siendo la so masa'l 71% de la masa solar y el so radiu'l 72% del radiu solar.
36 Ursae Majoris
36 Ursae Majoris (36 UMa) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,83. Alcuéntrase a 41,9 años lluz del Sistema Solar.
36 Ursae Majoris ye una nana mariella de tipu espectral F8V, una estrella asemeyada al Sol pero más caliente, con una temperatura efectivo de 6110 K.
D'un tamañu asemeyáu al Sol, envalórase que la so masa ye un 12% mayor que la masa solar. Con una edá averada ente 2700 y 3390 millones d'años, ye unos 1500 millones d'años más nuevu que'l Sol.
Tien una metalicidá menor que la solar; distintos estudios asitien esti valor ente'l 66 y el 83% del atopáu nel Sol.
36 Ursae Majoris forma un sistema binariu ampliu con Gliese 394 (HD 237903), nana naranxa de tipu K7V y 4070 K de temperatura. D'asemeyaes carauterístiques a Groombridge 1618, ye una estrella tenue con un 6% de la lluminosidá solar y una masa de 0,69 mases solares. Visualmente a 123 segundos d'arcu de 36 Ursae Majoris, la separación real ente dambes estrelles ye de siquier 2043 UA.
Señalóse la posible presencia d'una tenue nana colorada o nana marrón alredor de 36 Ursae Majoris nuna órbita bien escéntrica (ε = 0,8). Con una masa en redol al 7% de la masa solar, el so periodu orbital sería de 18 años. Igualmente especulóse cola esistencia de planetes o nanes marrones de masa inferior a 14 vegaes la masa de Xúpiter. Sicasí, nengunu d'estos acompañantes pudo ser confirmáu hasta'l momentu.
37 Camelopardalis
37 Camelopardalis (37 Cam) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa, de magnitú aparente +5,36.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, 37 Camelopardalis alcuéntrase a 380 ± 15 años lluz del Sistema Solar.
Fai daqué más de 3 millones d'años foi cuando tuvo a mínima distancia de la Tierra —156 años lluz—, algamando'l so rellumu magnitú +3,42.
La órbita de 37 Camelopardalis alredor del centru de la Vía Lláctea ye considerablemente escéntrica (y = 0,35, 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 15,5 kilopársecs. Naos (ζ Puppis), Altais (δ Draconis), Labrum (δ Crateris) y ν Hydrae son exemplos d'estrelles con órbites galáctiques tamién notablemente escéntriques.
37 Camelopardalis ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo ente 4494 y 4644 K.
Tien una lluminosidá 110 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru angular en banda J, evaluáu de forma indirecta, ye de 1,34 ± 0,02 milisegundos d'arcu.
Ello dexa envalorar el so tamañu real, siendo'l so radiu 17 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa ente 1,34 y 1,60 mases solares, con una edá averada de 3800 millones d'años.
37 Camelopardalis presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien baxa en comparanza a la del Sol ([Fe/H] = -0,47).
Tolos elementos evaluaos presenten niveles inferiores a les solares, siendo esta diferencia más acusada nel casu del estronciu, que'l so conteníu equival a namái una quinta parte del esistente nel Sol ([Sr/H] = -0,66).
37 Capricorni
37 Capricorni (37 Cap / HD 205289 / HR 8245) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +5,69.
Alcuéntrase a 88 años lluz de distancia del Sistema Solar.
37 Capricorni ye una estrella de la secuencia principal catalogada como de tipu espectral F5V o F1V que, al igual que nuesu Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu.
La so superficie tien una temperatura averada de 6550 K y relluma con una lluminosidá 3 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu un 38% más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de rotación igual o superior a 57,5 km/s.
Les nanes marielles análogues al Sol roten amodo —el Sol tien una velocidá de rotación ecuatorial de 2 km/s— ente que les estrelles más masives roten muncho más apriesa. La división ente estos dos grupos ye bastante abrupta y cai aprosimao en mediu del tipu espectral F, asitiándose 37 Capricorni percima de dichu llende.
37 Capricorni tien una metalicidá inferior a la solar, aprosimao 2/3 partes de la mesma.
La so masa ye un 24% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá en 1400 millones d'años.
37 Geminorum
37 Geminorum (37 Gem) ye una estrella na constelación de Xéminis. Al escarecer de denominación de Bayer, ye comúnmente conocida pol so númberu de Flamsteed. Alcuéntrase al oeste de Mebsuta (ε Geminorum), nordés de Tejat Posterior (μ Geminorum) y Tejat Prior (η Geminorum), y noroeste de Mekbuda (ζ Geminorum) y Wasat (δ Geminorum). Tien magnitú aparente +5,74 y alcuéntrase a 56,3 años lluz del Sistema Solar. 
La estrella conocida más cercana a 37 Geminorum ye GJ 3420, nana blanca a namái 1,4 años lluz de distancia.
37 Geminorum ye una nana mariella de carauterístiques físiques bien similares al Sol, polo que puede ser considerada un ximielgu solar. De tipu espectral G0V y estrella única, tien una masa de 1,1 mases solares y el so radiu ye un 3% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 2,0 km/s.
Relluma con una lluminosidá un 25% mayor que la del Sol.
Sicasí, el so índiz de metalicidá
([Fe/H] = -0,10) indica un conteníu de metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— equivalente al 79% de la solar.
Diversos elementos evaluaos siguen la mesma pauta y namái el escandiu pue ser llixeramente más abondosu que nel Sol.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu procedente de 37 Geminorum nin a 24 μm nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu circumestelar.
Analís del so velocidá radial suxuren que nun hai planetes xigantes a una distancia entendida ente 0,1 y 4 UA, pero pueden esistir planetes de menor tamañu non detectables colos métodos actuales. Estes carauterístiques convertir nun oxetivu prioritariu de los proyectos Darwin y Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Un mensaxe de METI foi unviáu a 37 Geminorum el 3 de xunetu de 2001. Foi tresmitíu dende'l radar más grande de Eurasia, el radar planetariu de 70 metros de Eupatoria. El mensaxe, denomináu «Teen Age Message», va llegar a 37 Geminorum n'avientu de 2057.
37 Leonis Minoris
37 Leonis Minoris (37 LMi / HD 92125 / HR 4166) ye una estrella na constelación de Leo Minor de magnitú aparente +4,69.
Ye la quinta estrella más brillosa na constelación, detrás de Praecipua, β Leonis Minoris, 21 Leonis Minoris y 10 Leonis Minoris.
Anque orixinalmente 37 Leonis Minoris llevaba'l nome de Praecipua, güei dichu nome aplicar a 46 Leonis Minoris, la estrella más brillosa de Leo Minor.
37 Leonis Minoris ye una xigante lluminosa mariella; les xigantes lluminoses tienen una lluminosidá notablemente alzada pero nun son tan brillosos nin tan masives como pa ser clasificaes como superxigantes.
Asina, 37 Leonis Minoris ye bien lluminosa, 269 vegaes más que nuesu Sol; a títulu comparativu ye 3,4 vegaes más lluminosa que Capella A (α Aurigae) y 3,2 vegaes más que Vindemiatrix (ε Virginis), típiques xigantes marielles.
Anque 37 Leonis Minoris figura catalogada con tipu espectral G2.5IIa, el so tipu correxíu ye G0II.
37 Leonis Minoris tien una temperatura efectivo de 5475 ± 30 K.
El so radiu ye aprosimao 31 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa ta entendida ente 3,7 y 4,2 mases solares.
Alcuéntrase a 474 años lluz del Sistema Solar.
37 Librae
37 Librae (37 Lib / HD 138716 / HR 5777) ye una estrella na constelación de Llibra.
De magnitú aparente +4,61, ye la décima estrella más brillosa de la constelación.
37 Librae ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV con una temperatura efectivo que varia según la fonte consultada ente 4745 y 4830 K.
La so lluminosidá ye 14 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la midida indirecta del so diámetru angular, 1,76 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so diámetru real. Ésti ye 5,5 vegaes mayor qu'el del Sol, acotando'l so estatus d'estrella subxigante.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada nel rangu de 3,1 - 4,5 km/s.
37 Librae tien un conteníu metálico comparable al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = 0,00.
Presenta una bayura relativa de oxíxenu unes 2,5 vegaes más elevada que la del Sol.
La so masa envalorada ye un 44% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 3200 millones d'años. Magar ser menos antigua que'l Sol, ta más avanzada na evolución estelar que la nuesa estrella por cuenta de la so mayor masa.
38 Lyncis
38 Lyncis (38 Lyn / HD 80081 / HR 3690) ye una estrella na constelación del Llobu cerval de magnitú aparente +3,82. Ye dacuando conocida cola denominación llatina de Maculosa o Maculata, «enllena de manches». Alcuéntrase a 122 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Yá nel sieglu XVIII William Herschel reparó que 38 Lyncis yera una estrella binaria, tando dambes componentes separaes 2,6 segundos d'arcu. 38 Lyncis A, la componente principal, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V. Tien una temperatura de 8400 K y relluma con una lluminosidá 31 vegaes mayor que la lluminosidá solar, lo que dexa calcular el so diámetru y la so masa; ye 2,4 vegaes más grande y 2,2 vegaes más masiva qu'el Sol. Con una edá de 900 millones d'años, alcuéntrase na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de rotación de 190 km/s, implicando un curtiu periodu de rotación igual o inferior a 15 hores.
Les carauterístiques de 38 Lyncis B nun son bien conocíes. Anque clasificada de tipu A4 - A6, la so magnitú aparente +6,09 concuerda meyor con una estrella de tipu F4. La discrepancia pudiera debese a dalgún tipu de peculiaridá química (vease estrella químicamente peculiar). La so temperatura puede ser de 6800 K y la so lluminosidá unes 4 vegaes mayor que la del Sol, lo que dexa envalorar la so masa en 1,4 mases solares.
Estudios de interferometría amuesen que 38 Lyncis B ye, de la mesma, una estrella binaria cercana que les sos componentes topar separaes 0,23 segundos d'arcu, que correspuende a una separación real de 7,5 UA. Igualmente, 38 Lyncis A pue ser tamién una estrella binaria que les sos componentes tán más próximes entá. Por tanto, 38 Lyncis puede ser en realidá un sistema estelar cuádruple.
39 Arietis
39 Arietis (39 Ari) ye una estrella na constelación del Aries.
De magnitú aparente +4,51, ye'l séptimu astru más brillosu na so constelación.
39 Arietis alcuéntrase a una distancia de 171 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida del 1,1%.
En rellación al Sol mover a una velocidá de 51,3 km/s, aprosimao'l doble de la que tienen les estrelles de la redolada solar.
La so cinemática puede corresponder a la d'un miembru de la «corriente de Hércules»; ésti ye un numberosu grupu d'estrelles que la so velocidá de rotación en redol al centru galácticu difier significativamente de la que tienen la gran mayoría de les estrelles de la Vía Lláctea.
39 Arietis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1.5III con una temperatura efectivo ente 4600 y 4670 K.
Relluma con una lluminosidá 48 vegaes superior a la del Sol, igual a la de la conocida Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más próxima a la Tierra.
El so tamañu, evaluáu a partir de la midida del so diámetru angular, ye 11,3 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 1,6 mases solares.
Ye una «xigante de primer ascensu» —nel so nucleu nun empezó la fusión nuclear del heliu— y la so edá envalorada ye de 2410 millones d'años.
39 Arietis presenta una metalicidá llixeramente más alta que la solar ([Fe/H] = +0,07).
La mayor parte de los elementos evaluaos son más abondosos que nel Sol —bariu y escandiu son esceiciones— y la mayor diferencia reparar pal manganesu, que'l so conteníu casi dobla'l del Sol ([Mn/H] = +0,27).
La rellación ente los conteníos de C y C —que s'utiliza como diagnósticu del amiestu d'elementos n'estrelles evolucionaes— ye igual a 23, una cifra elevada qu'indica que'l procesu d'entemecíu foi llindáu.
39 Leonis
39 Leonis (39 Lleo / HD 89125 / HR 4039) ye una estrella binaria na constelación de Lleo, visualmente asitiada a 20 minutos d'arcu de la brillosa Aldhafera (ζ Leonis). Alcuéntrase a 74 años lluz de distancia del Sistema Solar.
39 Leonis A (GJ 387 A), la estrella principal, ye una nana mariella de tipu espectral F8Vbw y magnitú aparente +5,80. Los sos parámetros de masa y tamañu son prácticamente iguales a los del Sol, anque la so temperatura, 6085 K, ye significativamente más elevada. Relluma con una lluminosidá 2,16 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5,8 km/s. Nun esiste consensu en cuantes la so edá; diversos autores asitien esta cifra ente 5500 y 7970 millones d'años.
Presenta una baxa metalicidá, siendo la so bayura relativa de fierro un 36% de la esistente nel Sol.
Otros elementos como magnesiu, siliciu y azufre amuesen el mesmu enclín.
La estrella acompañante, 39 Leonis B (GJ 387 B), ye una nana colorada de tipu M1V y magnitú +11,4. La so temperatura superficial ye de 3740 K y el so diámetru ye aprosimao la metá del diámetru solar.
Dambes estrelles tán visualmente separaes 7,2 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación real superior a 163 UA.
39 Serpentis
39 Serpentis (39 Ser / HD 142267 / HR 5911) ye una estrella de magnitú aparente +6,62 asitiada na constelación de Serpens, concretamente en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra.
Alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ye una nana mariella de tipu espectral G0V que les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les del Sol. La constelación de Serpens tamién contién a λ Serpentis y ψ Serpentis, dos estrelles asemeyaos.
39 Serpentis tien una temperatura efectivo de 5756 K y un diámetru aprosimao un 10% más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 2 km/s y completa una vuelta sobre sigo mesma cada 16 díes.
Ye una estrella manos masiva que'l Sol que la so masa ye igual a 0,88 mases solares.
A pesar de les semeyances col Sol, 39 Serpentis nun puede ser considerada una análoga solar cuidao que tien un conteníu de fierro notablemente inferior, que según la fonte consultada varia ente'l 37% y el 45% del reparáu nel Sol.
Otros elementos evaluaos tales como sodiu, siliciu, magnesiu y calciu amuesen igual enclín.
Tocantes a la so bayura de litiu, ésta pue ser comparable a la del Sol (log[Li] < 1,2).
39 Serpentis presenta emisión de rayos X y ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 138,6 díes.
La órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,5).
39 Tauri
39 Tauri (39 Tau) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +5,90 que s'atopa a 55 años lluz del Sistema Solar.
L'analís de la so hestoria cinemática suxure que nun pertenez a nengún de los once grupos o corrientes estelares conocíos.
39 Tauri ye una nana mariella de tipu espectral G5V —asemeyáu por casu a 61 Virginis— con una temperatura efectivo de 5895 K.
La so lluminosidá ye aprosimao igual a la solar y tien un radiu apenes un 1% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,0 km/s, siendo el so periodu de rotación de 9,1 díes.
39 Tauri esibe una metalicidá llixeramente cimera a la del Sol ([Fe/H] = 0,05).
Namái cobre y samariu son relativamente deficitarios en comparanza al Sol, siendo la bayura d'esti últimu metal la metá que na nuesa estrella ([Sm/H] = -0,30).
Coles mesmes, el so conteníu de litiu ye más eleváu que la solar, anque hai que considerar que'l Sol paez tar emprobecíu nesti elementu en rellación con otres estrelles análogues de la nuesa redolada.
3C 58
3C 58 o 3C58 (SNR G130.7+03.1 / SN 1181 / 2Y 518) designa a un púlsar y a la nebulosa sincrotrón circundante emplazaos dientro de la Vía Lláctea. Ta asitiáu a unos 10.000 años lluz en dirección a la constelación de Cassiopeia. 3C 58 posiblemente ye'l restu de la supernova SN 1181 reparada por astrónomos chinos y xaponeses en 1181. Sicasí, recién estudios señalen que la so edá puede ser de dellos miles d'años, polo que nun taría acomuñáu con esta supernova.
Estudios fechos col Observatoriu de rayos X Chandra amuesen que'l púlsar central (PSR J0205+6449) ye una estrella de neutrones en rápida rotación, arrodiada por un brillante toru emisor de rayos X. Un remexu de rayos X surde en dambes direcciones dende'l centru del toru, estendiéndose a lo llargo de dellos años lluz. El púlsar amuesa pulsaciones bien rápides cada 66 milisegundos en llonxitú d'onda de radio.
Observaciones actuales evidencien que la superficie del púlsar esfrecióse, aportando a daqué inferior a 1.000.000 K. La superficie relativamente «fría» foi una sorpresa pa los astrofísicos, una y bones la teoría estándar prediz una superficie muncho más templada pa una edá de namái 830 años. L'enfriamientu d'un púlsar débese a los choques ente neutrones y otres partícules subatómiques nel so mestu interior; estos choques producen neutríns qu'estenen la enerxía a midida que escapen de la estrella. La escesiva velocidá d'enfriamientu de 3C 58 indica que la interaición ente neutrones y protones nun ye bien entendida nes condiciones estremes de los púlsares, o que s'atopa presente dalguna forma exótica de materia subatómico. Nesti sentíu, propúnxose que 3C 58 puede nun ser una estrella de neutrones, sinón una estrella de quarks, estrella exótica na que, por cuenta de la alta densidá, la materia esiste en forma de quarks desconfinaos.
4 Sextantis
4 Sextantis (4 Sex / HD 85217 / HR 3893) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Sextans, el sestante.
Tien magnitú aparente +6,25 y alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar. 
4 Sextantis ye una estrella binaria que les sos componentes nun pueden ser resueltes de forma visual, siendo conocida la so duplicidá pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales; Shajin, en 1932, foi'l primeru n'alvertir que 4 Sextantis yera una binaria espectroscópica.
El periodu orbital del sistema ye de 3,0546 díes y la órbita ye circular.
La componente principal de 4 Sextantis ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F5V —antes catalogada como F7V— que la so temperatura superficial ye de 6367 K.
La so masa envalorada ye de 1,21 mases solares y el so radiu puede ser un 40% vegaes más grande qu'el radiu solar; xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 19,0 km/s.
La so lluminosidá ye 2/3 partes de la que tien la so compañera.
La metalicidá de 4 Sextantis ye daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,07) y la so edá ta entendida ente 2200 y 2600 millones d'años.
Anque nel pasáu conxeturóse que'l sistema podría pertenecer a la Asociación estelar de TW Hydrae, anguaño piénsase que nun ye asina yá que nun s'atopa na etapa presecuencia principal.
40 Eridani
40 Eridani (tamién conocida como Omicron 2 Eridani, o Keid, Qayd de la palabra árabe (güevu) conches) ye un sistema estelar triple a menos de 16,5 años lluz de distancia de la Tierra. Ta na Constelación de Eridanus. La estrella principal del sistema, 40 Eridani A, ye fácilmente visible a güeyu.El par 40 Eridani B / C foi afayáu'l 31 de xineru de 1783 por William Herschel. En 1910, afayóse que, anque'l componente B yera una estrella débil, yera de color blancu. Esto significaba que tenía que ser una estrella pequeña, de fechu tratábase d'una nana blanca, la primera descubierta.
40 Leonis
40 Leonis (40 Lleo / HD 89449 / HR 4054) ye una estrella de magnitú aparente +4,80.
Alcuéntrase na constelación de Lleo 23 minutos d'arcu al sur de la brillosa Algieba (γ Leonis).
Distante 69 años lluz del Sistema Solar, ye la cuarta estrella más cercana de la constelación —tres Denébola (β Leonis), Duhr (δ Leonis) y 83 Leonis— ente les recoyíes nel Bright Star Catalogue.
40 Leonis ye una subxigante de tipu espectral F6IV; a diferencia del Sol, les estrelles subxigantes tán terminando, o tán a puntu de faelo, la fusión nuclear del so hidróxenu internu, lo que se traduz en que son llixeramente más brillosos que les estrelles de la secuencia principal del mesmu tipu espectral.
40 Leonis, con una temperatura efectivo averada de 6441 - 6493 K, ye 4,3 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 17,3 km/s, completando un xiru en menos de 5,44 díes.
40 Leonis presenta un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— daqué más eleváu que la solar ([Fe/H] = +0,09).
La so masa ye aprosimao un 38% mayor que la masa solar.
Puede ser llixeramente variable —de tipu Delta Scuti—, polo que recibe la denominación de variable provisional NSV 4822.
40 Persei
40 Persei (40 Per / o Persei) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +4,98.
40 Persei ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B0.5V.
Ye bien caliente, algamando'l so temperatura efectivo los 28.700 K.
La so lluminosidá ye 23.600 vegaes superior a la lluminosidá solar y una gran parte de la so enerxía ye radiada como lluz ultravioleta.
Tien un radiu 6,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y el so periodu de rotación ye inferior a 10 díes.
Con una masa de 14 mases solares devasa la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Por ello, dempués de que 40 Persei complete'l so nucleu de heliu, va aumentar en tamañu hasta convertise nuna superxigante colorada que va fundir el so heliu interior, al traviés de neón, magnesiu y azufre, pa formar n'última instancia fierro.
Cuidao que la fusión nuclear nun puede progresar más allá del fierro, va producise'l colapsu del nucleu y l'esplosión en forma de supernova.
La edá actual de 40 Persei ye de casi 12 millones d'años.
Al igual qu'otres estrelles de la constelación como Menkib (ζ Persei) o X Persei, 40 Persei forma parte de la Asociación estelar Perseus OB2.
Alcuéntrase a 1055 ± 72 años lluz de distancia del Sistema Solar.
41 Arae
41 Arae (HD 156274 / HR 6416 / GJ 666) ye una estrella binaria de magnitú aparente +5,53 asitiada na constelación d'Ara, l'altar. Alcuéntrase a 28,7 años lluz del Sistema Solar. Gliese 680 ye la estrella conocida más próxima a 41 Arae, distante 3,7 años lluz.
La estrella principal del sistema, 41 Arae A (LHS 444), ye una nana mariella de tipu espectral G8V, más fría y menos lluminosa que nuesu Sol.
La so temperatura superficial ye d'aprosimao 5270 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 42% de la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 23% menor qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,5 km/s.
Con una masa de 0,90 mases solares, ye una estrella asemeyada a 61 Ursae Majoris o ξ Bootis A.
La so metalicidá ye inferior a la solar, pos la so bayura relativa de fierro ye namái un 42% de la de la nuesa estrella. Otra manera, los conteníos de titaniu, siliciu y magnesiu en rellación al de fierro son significativamente mayores que nel Sol.
La componente secundaria, 41 Arae B (LHS 445), ye una nana colorada de tipu espectral M0V –K7 según otres fontes– con una temperatura efectivo de 3840 K. La so lluminosidá visual ye solamente'l 2,2% de la que tien el Sol. La separación ente dambes estrelles ye d'unes 210 UA y distintos estudios envaloren el so periodu orbital ente 693 y 2200 años.
41 Comae Berenices
41 Comae Berenices (41 Com) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice.
De magnitú aparente +4,80, ye l'octavu astru más brillosu na so constelación.
Alcuéntrase a 331 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida d'un 2,2%.
41 Comae Berenices ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura efectivo de 3998 ± 11 K.
316 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so lluminosidá ye un 40% superior a la d'Arturu (α Bootis).
Modelos teóricos dan-y un radiu 36 vegaes más grande qu'el radiu solar, en concordanza col tamañu de 33,4 radios solares deriváu a partir del so diámetru angular —3,06 milisegundos d'arcu—.
Al igual qu'otres xigantes, xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,8 km/s.
Nun esiste consensu en cuantes al conteníu metálico de 41 Comae Berenices.
Un primer estudiu considerar una estrella probe en metales, pero un trabayu más recién asígna-y una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,05).
41 Cygni
41 Cygni (41 Cyg / HD 195295 / HR 7834) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,01.
Alcuéntrase aprosimao a 766 años lluz del Sistema Solar.
41 Cygni una xigante lluminosa o superxigante de tipu espectral F5II que la so temperatura efectivo ye de 6570 ± 80 K.
A partir del valor del so diámetru angular llográu por interferometría —1,40 ± 0,08 milisegundos d'arcu—, puede evaluase el so radiu, siendo ésti 35 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 9,5 km/s.
41 Cygni presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,05).
Igualmente la so bayura de litiu ye asemeyáu a la solar.
Tien una edá averada de 85 millones d'años y, a pesar de la so elevada masa de 5,3 ± 0,4 mases solares, nun ye lo suficientemente masiva pa rematar la so vida españando como una supernova.
Ta catalogada como una posible estrella variable, pero la so variabilidá nun foi confirmada.
41 Lyncis
41 Lyncis (tamién llamada HD 81688) ye una estrella alcontrada na constelación del sietestrellu, a pesar de que según la denominación Lyncis tendría de tar alcontrada na constelación de Llobu cerval. Ye una Xigante colorada con una magnitú aparente de 5,4 asitiada a 288 años lluz. El 19 de febreru de 2008, un planeta estrasolar de 2,7 vegaes la masa de Xúpiter, denomináu 41 Lyncis b atopóse orbitando alredor de la estrella.
42 Capricorni
42 Capricorni (42 Cap / HD 206301 / HR 8283) ye una estrella binaria na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +5,18.
La so duplicidá afayóse por Lunt en 1918.
La componente principal del sistema ye una subxigante mariella de tipu espectral G1IV con una temperatura averada de 5637 K.
Tien una lluminosidá 6,6 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye una estrella evolucionada qu'abandonó la secuencia principal; cuando nació, fai aprosimao 3700 millones d'años, yera una estrella más caliente de tipu F4V.
La componente secundaria ye una nana mariella de tipu G2V bien similar al Sol que relluma con una lluminosidá apenes un 10% mayor que la lluminosidá solar.
La so masa ye un 4% inferior a la masa solar, mientres la so compañera tien una masa un 42% mayor qu'ella, polo qu'evolucionó enantes.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 13,174 díes. La escentricidá de la órbita ye ε = 0,176.
El sistema tien una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,05).
Amuesa actividá cromosférica y ta catalogáu como variable RS Canum Venaticorum.
La variación de rellumu ye de 0,05 magnitúes y recibe el nome —tocantes a estrella variable— de BY Capricorni.
Alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar.
42 Cassiopeiae
42 Cassiopeiae ye una estrella na constelación Cassiopeia. Ye una estrella nana blancu-azulada de tipu B con una magnitú aparente de +5.18 y alcuéntrase aprosimao a 281 años lluz de la Tierra.
42 Draconis
42 Draconis (42 Dra / HD 170693 / HR 6945) ye una estrella asitiada na constelación de Draco. La so magnitú aparente ye +4,83 y alcuéntrase a 317 años lluz del Sistema Solar. En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
42 Draconis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1.5III con una temperatura efectivo de 4200 K. Tien un radiu 22 vegaes más grande qu'el radiu solar —comparable al d'Arturu (α Bootis)—, y una lluminosidá 93 vegaes mayor que la del Sol.
42 Draconis ye una estrella de baxa metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—; el so conteníu relativo de fierro apenes supón el 35% del atopáu nel Sol.
A diferencia de lo qu'asocede n'estrelles de la secuencia principal, paez qu'en xigantes naranxes la presencia de planetes xigantes nun ta directamente rellacionada con una elevada metalicidá.
Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar xigante orbitando en redol a 42 Draconis. El planeta, denomináu 42 Draconis b, tien una masa mínimo 3,88 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Muévese nuna órbita moderadamente escéntrica a una distancia media de 1,19 UA. El so periodu orbital ye de 479 díes.
43 Cassiopeiae
43 Cassiopeiae (43 Cas) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,56.
Alcuéntrase aprosimao a 387 años lluz de distancia del Sistema Solar.
43 Cassiopeiae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0sp, catalogada más específicamente como A0VpSiSrEuHgMn.
Tien una temperatura efectivo de 11.900 K —demasiáu alta pa la so clase, más apropiada pa una estrella B8— y una lluminosidá 120 vegaes mayor que la lluminosidá del Sol.
Con un radiu 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s. L'enclín del so exa de rotación al respective de la llinia de visión —37º— da como resultáu una velocidá de rotación real de 42 km/s, polo que completa una vuelta sobre sigo mesma cada 3,16 díes.
La so masa, calculada a partir de la teoría d'estructura y evolución estelar, ye tres veces mayor que la masa solar. Tien una edá averada de 400 millones d'años.
43 Cassiopeiae ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,09 magnitúes.
Tien un campu magnéticu que ye dellos cientos de vegaes más fuerte qu'el campu magnéticu terrestre.
El so campu magnéticu da llugar a manches estelares de composición peculiar, alliniaes conforme a dichu riolo pero inclinaes respectu a la exa de rotación estelar.
Les variaciones son provocaes pola entrada y salida de les manches del campu de visión, siendo'l periodu de variación igual al periodu de rotación.
44 Bootis
44 Bootis (44 Boo / i Bootis) ye un sistema estelar triple na constelación de Boötes, el boyero, asitiáu al norte de Nekkar (β Bootis) y al sureste de Benetnasch (η Ursae Majoris). De magnitú aparente +4,83, alcuéntrase a 41,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los trés estrelles que componen el sistema tienen carauterístiques físiques similares al Sol. 44 Bootis A alcuéntrase a una distancia media de 48,5 UA del sistema binariu 44 Bootis BC, magar la órbita ye considerablemente escéntrica (y = 0,55). El periodu orbital ye de 206 años y el planu orbital tópase inclináu 84º respectu al observador terrestre.
44 Bootis A ye una estrella mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5-G1Vn con una masa y diámetru igual o llixeramente cimeros a los del Sol. La so lluminosidá ye un 14% superior a la lluminosidá solar.
44 Bootis B ye una nana mariella de tipu G2V con una masa igual a la masa solar, un radiu ente'l 87 y el 89% del radiu solar y una lluminosidá equivalente al 54% de la que tien el Sol.
44 Bootis ta clasificada como una variable eclipsante del tipu W Ursae Majoris. La componente B tien una compañera espectroscópica abondo cercana pa ser considerada una binaria de contactu; ello implica que dambes estrelles comparten la fotosfera, anque caúna d'elles tenga un nucleu estremáu.
Apenes separaes 0,008 UA —unes trés vegaes la distancia ente la Tierra y la Lluna— mover nuna órbita circular que completen cada 6,427 hores. Les estrelles A y B se clisen dos veces por vuelta, cada trés hores. Variaciones na curva de lluz de la binaria espectroscópica achacar a la tresferencia de masa dende una estrella a la otra.
La tercera componente, 44 Bootis C, posiblemente tamién sía una estrella de la secuencia principal de tipu espectral G.
La so lluminosidá paez ser significativamente menor que la de 44 Bootis B.
La metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— d'esti sistema ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,19).
El so conteníu de litiu ye daqué cimeru al de la nuesa estrella (log[Li] = 1,95).
Per otra parte, nun esiste consensu tocantes a la so edá. Considerando la so actividá na rexón de rayos X, 44 Bootis paez ser un nuevu sistema de namái 130 millones d'años; sicasí, si la so edá envalórase tomando como referencia la so actividá cromosférica, ésta pue ser de 1890 millones d'años.
45 Aurigae
45 Aurigae (45 Aur / HD 43905 / HR 2264) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +5,35. Alcuéntrase a 186 años lluz de distancia del Sistema Solar.
45 Aurigae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V, enantes clasificada como xigante F5III.
Tien una temperatura efectivo nel rangu 6531 - 6696 K, la cifra varia según la fonte consultada.
La so lluminosidá ye 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 10 km/s.
45 Aurigae ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so naturaleza binaria foi detectada pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales.
El so periodu orbital ye de 6,501 díes y la órbita ye casi circular, con una escentricidá ε = 0,02.
La estrella primaria —que les sos carauterístiques son les descrites nel párrafu anterior— tien una masa de 1,48 mases solares, ente que la estrella secundaria tien una masa equivalente al 42% de la masa del Sol.
El sistema amuesa una metalicidá cimera a la solar nun 86% ([Fe/H] = +0,27).
Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,2) claramente cimeru a la solar, pero que ta na media de la bayura cósmica d'esti metal.
45 Bootis
45 Bootis (45 Boo / c Bootis / HD 134083) ye una estrella de la constelación de Boötes de magnitú aparente +4,93. Alcuéntrase a 64 años lluz del Sistema Solar.
45 Bootis ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F5V con una temperatura superficial de 6516 - 6528 K.
Ye 3,54 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu de 1,37 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 44,4 km/s.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu circumestelar de polvu alredor d'ella.
La so masa ye un 38% mayor que la del Sol y tien una edá envalorada ente 1200 y 1600 millones d'años.
45 Bootis esibe una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,02).
Otros elementos evaluaos presenten niveles desemeyaos; ente que el sodiu ye más abondosu que nel Sol —la so bayura relativa ye un 50% superior a la solar—, titaniu y níquel son menos abondosos. El conteníu d'esti últimu metal ye menos de la metá del esistente nel nuesu Sol.
45 Bootis forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu.
γ Leporis y ρ Capricorni son dos miembros d'esta asociación que les sos carauterístiques son bien paecíes a les de 45 Bootis.
45 Draconis
45 Draconis (45 Dra / d Draconis) ye una estrella de magnitú aparente +4,78 asitiada na constelación de Draco.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 649 pársecs —2118 años lluz— del Sistema Solar, magar la midida trai un erru de ± 235 años lluz.
45 Draconis ta catalogada como una superxigante mariella de tipu espectral F7Ib.
Tien una temperatura efectivo de 6201 K y el so diámetru, envaloráu a partir del so rellumu superficial, ye 62 vegaes más grande qu'el del Sol. 
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —componente de la velocidá radial que depende del enclín del eje de la estrella al respective de la llinia de visión— de 10 km/s.
Anque ye una estrella masiva con una masa de 7,5 ± 0,5 mases solares, ta per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles acaben españando como supernoves.
45 Draconis presenta una metalicidá daqué inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
Como la mayor parte de les superxigantes de tipu A y F, amuesa una sobreabundancia significativa de nitróxenu ([N/H] = +0,42).
Dichu escesu puede tener el so orixe nel amiestu inducíu por rotación, cuando les estrelles, enantes d'evolucionar, yeren estrelles de la secuencia principal de tipu B.
45 Ophiuchi
45 Ophiuchi (45 Oph / d Ophiuchi / HD 157919 / HR 6492) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +4,29. Alcuéntrase a 111 años lluz de distancia del Sistema Solar.
45 Ophiuchi ye una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F5III-IV.
Tien una temperatura superficial d'aprosimao 6926 K y el so conteníu metálico ye similar a la solar ([Fe/H] = + 0,04).
Relluma con una lluminosidá 18 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, anque el so radiu ye 2,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, el so tamañu ye enforma menor qu'el d'otres xigantes más fríes.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 46 km/s.
Más masiva que'l Sol —la so masa envalórase ente 1,82 y 1,89 mases solares, según la fonte consultada—, la so edá averada ye de 1100 millones d'años.
Escandiu y itriu son 3,4 vegaes más abondoses que nel Sol, ente que praseodimiu y bariu son 5,2 vegaes más abondoses.
Sicasí, ye'l europiu l'elementu que presenta una mayor discrepancia respeutu al nivel del Sol, siendo unes 8 vegaes más abondosa que na nuesa estrella ([Eu/H] = +0,91).
46 Capricorni
46 Capricorni (46 Cap / c Capricorni / HD 206834) ye una estrella de magnitú aparente +5,09 asitiada na constelación de Capricorniu.
Anque nun tien nome propiu habitual, formaba —xuntu a ξ Aquarii y Sadalsuud (β Aquarii)— la vigesimosegunda casona llunar árabe, tamién llamada Sadalsuud.
46 Capricorni ye una superxigante mariella de tipu espectral G8Iab —enantes catalogada como xigante G8II-III— con una temperatura efectivo ente 4600 K y 4815 K.
La so lluminosidá ye 627 vegaes superior a la del Sol y tien un diámetru 25 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,75 km/s.
46 Capricorni tien una masa averada ente 4 y 5 mases solares.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— ye menor que la solar nun 35% ([Fe/H] = -0,19).
Un estudiu comparativu ente más de 600 xigantes lluminoses reflexa qu'el so conteníu de litiu ye alzáu pa una estrella de les sos carauterístiques (log[Li] = 0,80).
Alcuéntrase aprosimao a 783 años lluz del Sistema Solar.
47 Cassiopeiae
47 Cassiopeiae (47 Cas / HD 12230 / HR 581) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,28. Alcuéntrase a 109 años lluz de distancia del Sistema Solar.
47 Cassiopeiae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
Ye asemeyáu a les componentes del sistema estelar Porrima (γ Virginis), siendo'l so temperatura efectivo de 6966 K y la so lluminosidá bolométrica 7,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Ta ente les 100 estrelles más brilloses na rexón de rayos X asitiaes a menos de 50 pársecs de distancia; la so lluminosidá nesta zona del espectru ye de 23,62 × 10 W.
El so radiu envaloráu a partir de la so lluminosidá bolométrica— pue ser 2,4 más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 55 km/s.
Tien una masa aprosimao un 50% mayor que la masa solar y una edá averada de 1300 millones d'años.
La so composición química ye comparable a la del Sol; asina, el so índiz de metalicidá [Fe/H] ye igual a -0,05.
Una estrella de magnitú +9,5, visualmente a 96 segundos d'arcu, pue tar físicamente venceyada a 47 Cassiopeiae.
47 Ursae Majoris
47 Ursae Majoris (tamién embrivíu como 47 UMa) ye una estrella nana mariella similar al Sol asitiada na constelación del sietestrellu. Alcuéntrase al sureste de ω Ursae Majoris, suroeste de ψ Ursae Majoris y nordés de 46 Ursae Majoris. En 2002 conocióse que 47 Ursae Majoris cuntaba con dos planetes estrasolares orbitando al so alredor. El 6 de marzu de 2010 confirmóse la esistencia del tercer planeta 47 Ursae Majoris d. 47 Ursae Majoris alcuéntrase ente los cien estrelles oxetivu de la NASA pa la so misión Terrestrial Planet Finder.
47 Ursae Majoris alcuéntrase relativamente cercana al Sistema Solar: d'alcuerdu a midíes astrométricas realizaes pol satélite Hipparcos, la estrella esibe una paralax de 71,04 milisegundos d'arcu, correspondientes a una distancia de 45,9 años lluz o 14,1 pársecs. Con una magnitú aparente de +5,03, ye visible a simple vista en bones condiciones.
Con una masa similar a la masa solar, 47 Ursae Majoris ye llixeramente más rica en metales que'l Sol, cuntando con alredor del 110% de la bayura solar en fierro. De tipu espectral G1V,el so temperatura efectivo ye daqué mayor que la del Sol, en redol a 5.855 K. 47 Ursae Majoris tien una magnitú absoluta de +4,29, lo que supón una lluminosidá visual un 60% mayor que la lluminosidá solar. El so periodu de rotación, d'unos 24 díes, ye tamién similar al del Sol.
Como'l Sol, 47 Ursae Majoris alcuéntrase na secuencia principal, convirtiendo hidróxenu en heliu nel so nucleu per aciu fusión nuclear. D'alcuerdu a la so actividá cromosférica, la estrella puede tener en redol a 6.000 millones d'años d'antigüedá, anque modelos de evolución estelar suxuren una antigüedá cimera, d'unos 8.700 millones d'años.
En 1996, Geoffrey Marcy y R. Paul Butler anunciaron qu'un planeta estrasolar orbitaba alredor de 47 Ursae Majoris. El descubrimientu prodúxose reparando'l cambéu na velocidá radial de la estrella, cuando se percibió la gravedá d'un planeta al so alredor. Les midíes fueron realizaes per aciu el efectu Doppler nel espectru de la estrella. El planeta, llamáu 47 Ursae Majoris b, foi'l primer planeta estrasolar afayáu tres un llargu tiempu. Al contrariu que la mayoría de planetes estrasolares conocíos, 47 Ursae Majoris b tien una órbita con bien poca escentricidá. El planeta tien siquier 2,63 vegaes la masa de Xúpiter y tarda 1.089 díes en completar el so xiru alredor de la so estrella. Si atopar nel Sistema Solar, asitiar ente les órbites de Marte y Xúpiter.
En 2001, midíes astrométricas preliminares realizaes pol satélite Hipparcos apurrieron datos sobre la órbita de 47 Ursae Majoris b, afirmando qu'esti tenía un enclín de 63,1º. Si estes midíes confírmense, implicaría que la masa del planeta sería 2,9 vegaes la de Xúpiter. Sicasí, analises posteriores demostraron que les midíes d'Hipparcos nun son lo suficientemente precises como pa determinar les órbites de dichos planetes, y con éses l'enclín y la masa real siguen siendo desconocíes.
El descubrimientu d'un segundu planeta, denomináu 47 Ursae Majoris c, foi anunciáu por Debra Fischer, Geoffrey Marcy y R. Paul Butler en 2002. El descubrimientu realizóse usando'l mesmu métodu de velocidá radial usáu pa detectar al primer planeta. D'alcuerdu a les afirmaciones del equipu de descubridores, el planeta tarda en redol a 2,594 díes en completar la so órbita. Esti datu ye similar al de Xúpiter y Saturnu nel Sistema Solar, con un radiu d'órbita cercanu a 5:2 y una proporción de masa aprosimao igual.
Los analises fechos darréu nun punxeron confirmar la esistencia del segundu planeta, y suxurióse que'l conxuntu de datos utilizaos nel so descubrimientu fallaben. Ello ye que tales analises establecieron que ye altamente improbable la esistencia d'un planeta con un periodu similar a 2.500 díes, pero sí ye posible que tal planeta tuviera un periodu de 6.500 díes o cimeru. El modelu que meyor afacer a los datos empíricos indica que ye posible que'l planeta tenga un periodu de 7.856 díes y que esti asitiáu a 7,73 UA. Sía comoquier, los parámetros del segundu planeta siguen siendo desconocíos.
En 2010, el descubrimientu d'un tercer planeta, designáu 47 Ursae Majoris d facer per aciu l'usu del Periodograma Kepler Bayesiano. L'usu d'esti modelu nesti sistema planetariu dexó afayar que ye 100.000 vegaes más probable tener tres planetes que dos planetes. Esti descubrimientu foi anunciáu por Debra Fischer y PC Gregory. Esti 1,64 M planeta tien un periodu orbital de 14.002 díes o 38,33 años y un semiexe mayor de 11,6 UA con una moderada escentricidá de 0,16. Sería'l planeta de más llargu periodu descubiertu pol métodu de velocidá radial, anque planetes de más llargu plazu namái fueron afayaos por imaxes directes y midíes de tiempu d'un púlsar.
Les simulaciones suxuren que la parte central del sistema de 47 Ursae Majoris podría ser una zona de habitabilidad, y polo tanto contener un planeta terrestre con una órbita estable, anque otres rexones de dicha zona sufriríen trestornos pola influyencia gravitacional de 47 Ursae Majoris b. Sicasí, la presencia d'un planeta xigante a 2,5 UA de la estrella, podría interferir na formación d'un planeta na zona central, y amenorgáu la cantidá d'agua presente nestos planetes centrales mientres el so acrecimientu. Esto probablemente signifique que cualquier planeta terrestre orbital na zona habitable de 47 Ursae Majoris, sía pequeñu y secu.
A fecha de 2008, unviáronse dos mensaxes METI a 47 Ursae Majoris. Dambos fueron tresmitíos dende'l radar más grande de Eurasia (el Radar Planetariu de 70 metros d'Eupatoria, en Ucrania). El primer mensaxe, el Teen Age Message, foi unviáu'l 3 de setiembre de 2001 y va llegar a 47 Ursae Majoris en xunetu de 2047. El segundu mensaxe, Cosmic Call 2, foi unviáu'l 6 de xunetu de 2003 y va llegar a 47 Ursae Majoris en mayu de 2049.
48 Librae
48 Librae (HD 142983 / HR 5491 / HIP 78207) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +4,94, miembru de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus. Alcuéntrase a 513 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
La clasificación estelar de 48 Librae ye problemática. Catalogada como superxigante azul de tipu espectral B8Ia/Iab na base de datos SIMBAD o como xigante azul de tipu B5III, probablemente sía en realidá una estrella de la secuencia principal. Ye una estrella Be —tien un discu de gas al so alredor—, consecuencia de la so elevadísima velocidá ecuatorial de rotación de 393 km/s, una de les más altes que se conocen. El exa de rotación ten de tar casi perpendicular a la llinia de visión, lo que ye consistente cola so estatus de estrella con envoltura, implicando que'l discu gaseosu que lu arrodia ta alliniáu cola llinia de visión paeciendo particularmente gruesu.
La rápida rotación fai que 48 Librae nun tenga forma esférica, tando abuitada na zona ecuatorial. Ello afecta a la so temperatura superficial, mayor nes rexones polares que nel ecuador, al tar esti postreru más llueñe del centru. Esti fenómenu, conocíu como escurecimientu gravitatoriu, provoca que los polos, más calientes, sían tamién más brillosos. Teniendo en cuenta que nun esiste una única temperatura a partir de la cual pueden calculase otros parámetros, la temperatura aparente reparada de 17.645 K sirve pa llograr un valor averáu de la so lluminosidá (965 vegaes mayor que la del Sol) y el so radiu (3,3 vegaes más grande qu'el radiu solar). Estos valores concuerden con una estrella que la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu con una edá de 50 - 55 millones d'años.
48 Librae ye una variable eruptiva Gamma Cassiopeiae que recibe la designación de variable FX Librae.
48 Persei
48 Persei (48 Per / c Persei / HD 25940 / HR 1273) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +4,00.
Alcuéntrase a unos 553 años lluz de distancia del Sistema Solar.
48 Persei ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B3Ve con una lluminosidá —incluyendo una gran cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 3980 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La inestabilidá del discu de 48 Persei provoca una variación nel so rellumu d'aprosimao una décima de magnitú, ensin qu'esista un periodu definíu. Como estrella variable, 48 Persei recibe tamién la denominación de MX Persei.
La velocidá de rotación proyeutada de 48 Persei ye de 190 km/s, anque'l valor real puede averase a los 370 km/s, yá que s'envalora que'l discu ta inclináu 31º al respective de nós.
La rápida rotación fai qu'esta clase d'estrelles nun tengan forma esférica sinón elipsoidal. Arriendes d'ello, la temperatura d'estes estrelles ye malo de definir, yá que debíu al escurecimientu gravitatoriu la temperatura nos polos ye mayor que nel ecuador —fenómenu reparáu en Regulus A (α Leonis)—, envalorándose la temperatura de 48 Persei en 17.200 K.
Con un radiu de 7,1 radios solares, el so periodu de rotación ye d'aprosimao un día.
La so masa envalorada ye 7 vegaes mayor que la del Sol y la so edá cífrase en 40 millones d'años; piénsase qu'en namái unos pocos millones d'años va rematar la fusión nuclear del so hidróxenu internu, empezando'l so tresformamientu nuna xigante colorada muncho más lluminosa.
49 Cancri
49 Cancri (49 Cnc / b Cancri) ye una estrella de magnitú aparente +5,63 asitiada na constelación de Cáncer. 
Alcuéntrase a 421 años lluz de distancia del Sistema Solar.
49 Cancri ye una estrella de tipu espectral A1p con una temperatura efectivo de 10.790 K.
Tien una lluminosidá 110 vegaes superior a la lluminosidá solar y una masa 2,92 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 18 km/s.
La so edá envalórase en 263 millones d'años, que correspuende a unes 2/3 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
49 Cancri ye una estrella químicamente peculiar —concretamente una estrella Ap con llinies d'absorción fuertes de europiu y cromu—, asemeyáu a α Circini o Alioth (ε Ursae Majoris).
Ye una estrella magnética que'l so campu magnéticu efectivu  ye de 709 G.
El so rellumu ye variable, reparándose una variación de 0,13 magnitúes nun periodu de 4,2359 díes. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, tocantes a variable recibe'l nome de BI Cancri.
49 Leonis
49 Leonis (49 Lleo / TX Leonis) ye un sistema estelar na constelación de Lleo asitiáu mui cerca de la eclíptica, 51 minutos d'arcu al este de ρ Leonis.
De magnitú aparente +5,67, alcuéntrase a 428 años lluz del Sistema Solar. 
49 Leonis ye, en primer instancia, una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Ésta tien una temperatura efectivo de 9360 K y una lluminosidá 116 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa 3,73 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye 4,1 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 23 km/s.
La componente secundaria tien una temperatura de 7490 K y ye 7 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
La so masa ye 2,24 vegaes mayor que la del Sol y ye 2,43 vegaes más grande qu'ésti.
Dambes estrelles constitúin una binaria eclipsante, asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Cada 2,445 díes, el rellumu de 49 Leonis mengua 0,09 magnitúes cuando tien llugar el eclís principal —nel que la estrella secundaria intercepta la lluz de la estrella primaria—, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,03 magnitúes.
Por ello, 49 Leonis recibe la denominación de TX Leonis tocantes a estrella variable.
De magnitú aparente +8,10, visualmente alcuéntrase a 2,18 segundos d'arcu de la binaria.
Tien una masa de 1,69 mases solares y completa una órbita alredor de la binaria cada 2330 años.
49 Librae
49 Librae (49 Lib) ye una estrella asitiada na constelación de Llibra. La so magnitú aparente ye +5,47 y alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.
49 Librae ye una nana mariella de tipu espectral F8V.
Más caliente y lluminosa qu'el Sol, les sos carauterístiques físiques son bien paecíes a les de 61 Piscium, Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium.
Tien una temperatura superficial de 6273 K, siendo la so lluminosidá 6 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 30% más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 8,2 km/s.
Les estrelles de la secuencia principal de menor masa y temperatura xiren sobre sigo mesmes amodo —la velocidá de rotación del Sol ye d'aprosimao 2 km/s—, ente que dicha velocidá aumenta cola masa. La división ente dambos tipos de rotores ye relativamente sópita, tando dichu puntu d'inflexón asitiáu na metá de la clase F. 49 Librae, de tipu F8V, ye inda una estrella de lenta rotación, llueñe d'otres estrelles más calientes que roten a velocidaes enforma mayores —vease por casu 16 Librae, nesta mesma constelación—.
49 Librae evidencia una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien paecida a la solar ([Fe/H] = -0,02).
Coles mesmes, amuesa una bayura de litiu similar a la del Sol.
Tien una masa ente 1,35 y 1,41 mases solares y una edá averada de 2300 millones d'años.
Piénsase que 49 Librae puede ser una estrella binaria, anque nada se sabe del so posible acompañante.
49 Persei
49 Persei (49 Per) ye una estrella de magnitú aparente +6,09 asitiada na constelación de Perséu, 19 minutos d'arcu al sur de 50 Persei.
Alcuéntrase a 144 años lluz del Sistema Solar.
49 Persei figura nos catálogos como xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4864 K —4986 K según otru estudiu— y la so lluminosidá, bien baxa pa una estrella xigante, ye namái 7 vegaes superior a la del Sol.
El so diámetru angular, 0,828 milisegundos d'arcu, pon de manifiestu qu'el so diámetru real ye namái cuatro veces más grande qu'el diámetru solar, lo que llevó a que-y la considere más una subxigante qu'una verdadera xigante.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,4 km/s.
49 Persei amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— equivalente a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).
4U 0142+61
4U 0142+61 (PSR J0146+61 / 1RXS J014621.5+614509) ye un púlsar asitiáu na constelación de Cassiopeia con un periodu de rotación de 8,69 segundos. Alcuéntrase a 13.000 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2006 afayóse un discu circumestelar alredor d'esti oxetu.
4U 0142+61 ye un remanente estelar resultante de la esplosión d'una supernova. La masa inicial de la estrella envalórase ente 10 y 20 mases solares, esistiendo como estrella mientres unos 10 millones d'años, pa finalmente colapsar fai unos 100.000 años y españar como una supernova. En concretu, 4U 0142+61 ye un magnetar, una estrella de neutrones con un fuerte campu magnéticu. Trátase d'una variedá de púlsar que la so característica principal ye la emisión, nun curtiu periodu, d'enormes cantidaes d'alta enerxía en forma de rayos X.
Observaciones nel infrarroxu col Telescopiu Espacial Spitzer amosaron la presencia d'un discu circumestelar a 1,6 millones de km de la estrella (unes 0,01 UA) que puede contener materia equivalente a 10 vegaes la masa de la Tierra. Formáu por material espulsáu pola supernova, piénsase que nun futuru dichu material puede entestase pa formar planetes, siendo la primer vegada que se detecta un discu protoplanetariu nuna estrella qu'esplotó. Dalgunos de los escombros de la esplosión eventualmente asítiase nun discu orbitando el remanente estelar. El discu descubiertu pue ser el primer pasu na formación d'un nuevu y exóticu tipu de sistemes planetarios; a diferencia de los sistemes conocíos, estos planetes pueden ser de los llugares más inhóspitos pa la formación de vida, dada la intensa radiación que reciben de la estrella de neutrones.
5 Canum Venaticorum
5 Canum Venaticorum (5 CVn) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los llebreles.
Tien magnitú aparente +4,77, la quinta más brillosa na so constelación dempués de Cor Caroli (α Canum Venaticorum), Asterion (β Canum Venaticorum), 24 Canum Venaticorum y 20 Canum Venaticorum.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, a 386 años lluz del Sistema Solar.
5 Canum Venaticorum ye una xigante mariella de tipu espectral G6III.
Diverses fontes establecen la so temperatura efectivo nel rangu de 5171 a 5210 K.
Ye 182 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Muscida (ο Ursae Majoris) o a les de ο Tauri.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6,6 km/s.
6 Canum Venaticorum amuesa un conteníu metálico mayor que la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
Otros metales, como'l lantanu, son inda más abondosos en rellación al Sol ([La Fe] = +0,20).
Ye una estrella de bariu —catalogada tamién como G7III Ba0.3—, polo que se piensa que puede tener como compañera estelar una nana blanca entá non detectada.
Con una masa de 3,4 mases solares, tien una edá de 260 millones d'años.
5 Lacertae
5 Lacertae (5 Lac / HD 213311 / HR 8752 / HIP 111022) ye una estrella binaria na constelación Lacerta que s'atopa a más de 1100 años lluz de distancia del Sistema Solar. Con magnitú aparente +4,37 ye la tercer estrella más brillosa de la constelación dempués de α Lacertae y 1 Lacertae. 
5 Lacertae ye una binaria espectroscópica de llargu periodu —41,95 años— que pudo ser resuelta por interferometría de moteáu. Los dos componentes, separaes 0,1 segundos d'arcu, son dos estrelles de carauterístiques físiques desemeyaes. La estrella más brillosa ye una fría xigante colorada lluminosa de tipu espectral M0II, ente que'l so acompañante ye una estrella caliente de la secuencia principal de tipu B8V.
A partir del so diámetru angular, 5,43 milisegundos d'arcu —valor llográu indirectamente per aciu espectrofotometría considerando'l escurecimientu de llimbu—, puede conocese aprosimao, dada la incertidume na distancia, el tamañu real de la estrella xigante. El so diámetru ye aprosimao 273 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una temperatura efectivo d'unos 3700 K y una masa envalorada ente 7,7 y 9,8 mases solares.
El sistema, que la so edá cífrase en 25 millones d'años, relluma con una lluminosidá 26.000 vegaes mayor que la del Sol.
5 Lacertae ye una variable irregular, que'l so rellumu varia ente magnitú +4,37 y +4,56. Recibe la denominación de variable V412 Lacertae.
5 Puppis
5 Puppis (5 Pup / HD 63336 / HR 3029) ye una estrella binaria na constelación de Puppis.
El sistema ta formáu por 5 Puppis A, estrella blancu-mariella de magnitú aparente +5,79 y tipu espectral F5.5V, y 5 Puppis B, de magnitú +7,48.
5 Puppis A ye una estrella asemeyada, por casu, a γ Serpentis o ψ Capricorni, siendo la so temperatura superficial de 6309 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 5 km/s.
La so metalicidá —basada nel conteníu relativo de fierro— ye llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,06).
La so masa puede ser un 36% mayor que la masa solar, anque según otru estudiu la masa combinao de los dos componentes del sistema ye de 1,2 mases solares.
5 Puppis B (GCRV 5192) ye probablemente una nana mariella de tipu G3V.
La separación visual cola so compañera ye de 2,41 segundos d'arcu.
El periodu orbital ye de 570,44 ± 13,65 años y la órbita tien una acusada escentricidá (ε = 0,61).
Alcuéntrase a 99 años lluz de distancia del Sistema Solar.
5 Serpentis
5 Serpentis (5 Serpentis / HD 136202 / HR 5694) ye una estrella de magnitú aparente +5,10.
Alcuéntrase na constelación de Serpens, concretamente en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra.
Alcuéntrase a 81 años lluz del Sistema Solar.
5 Serpentis ta catalogada como xigante o subxigante mariella de tipu espectral F8III-IV.
Tien una temperatura efectivo de 6117 - 6123 K y ye 4,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,8 km/s.
La so masa ye aprosimao un 25% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada ente 3100 y 4000 millones d'años.
Ye, amás, una estrella variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,12 magnitúes, polo que recibe la denominación, tocantes a variable, de MQ Serpentis.
5 Serpentis presenta una metalicidá prácticamente igual a la solar ([Fe/H] = -0,01).
De 16 elementos evaluaos, dalgunos d'ellos presenten niveles más altos que nel Sol, ente ellos lantanu, ceriu y europiu; especialmente notable ye'l casu d'esti últimu elementu del grupu de los lantánidos, que la so bayura relativa ye 4 vegaes más elevada que nel Sol.
Coles mesmes, ye llixeramente deficiente —en rellación a los niveles solares— en aluminiu, calciu y bariu; en concretu, esti últimu metal ye la metá d'abondosa que na nuesa estrella.
5 Serpentis forma una estrella doble con LHS 3060, visualmente dixebrada d'ella 11,5 segundos d'arcu.
De magnitú +10,1, probablemente ye una nana naranxa de tipu K4, y piénsase que forma un verdaderu sistema binariu con 5 Serpentis.
La separación real ente dambes estrelles ye igual o mayor de 285 UA.
5 Ursae Minoris
5 Ursae Minoris (5 UMi) ye una estrella na constelación de la Osa Menor.
Magar nun tener denominación de Bayer, ye, con magnitú aparente +4,25, la quinta estrella más brillosa na constelación dempués de Polaris (α Ursae Minoris), Kochab (β Ursae Minoris), Pherkad (γ Ursae Minoris) y ε Ursae Minoris.
Alcuéntrase a 359 ± 5 años lluz del Sistema Solar.
Como munches estrelles del cielu nocherniegu —como por casu Kochab, nesta mesma constelación— 5 Ursae Minoris ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K4III y una temperatura efectivo en redol a 4200 K.
Casi 400 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so masa envalorada ye de 1,88 mases solares.
El so diámetru ye 16 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
5 Ursae Minoris presenta una composición elemental na so superficie distinta a la del Sol.
Frente a elementos como sodiu, magnesiu, titaniu y fierro, que los sos niveles son comparables a los solares ([Fe/H] = -0,08), los metales alcalinotérreos son menos abondosos que na nuesa estrella; el casu más notable ye'l del estronciu, que la so bayura relativa ye namá'l 38% de la esistente nel Sol.
Nel otru estremu, destaca l'eleváu nivel de itriu, doble d'abondosu que nel Sol.
Per otra parte, en 5 Ursae Minoris la rellación [O/H] ye de -0,12.
Piénsase que 5 Ursae Minoris puede ser una estrella binaria, siendo la compañera estelar una nana blanca non observable.
50 Capricorni
50 Capricorni (50 Cap) ye una estrella na constelación de Capricorniu asitiada a pocu más de 1,5º al norte de la eclíptica.
De magnitú aparente +7,01, alcuéntrase a 205 años lluz de distancia del Sistema Solar.
50 Capricorni ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V que, al igual que nuesu Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu.
La so superficie tien una temperatura ente 6485 y 6520 K y relluma con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 75% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 14 km/s.
Les nanes marielles análogues al Sol roten amodo —el Sol tien una velocidá de rotación ecuatorial de 2 km/s— ente que les estrelles más masives roten muncho más apriesa. La división ente estos dos grupos ye bastante abrupta y cai aprosimao en mediu del tipu espectral F, asitiándose 50 Capricorni cerca de de dichu llende.
50 Capricorni tien una metalicidá equiparable a la solar ([Fe/H] = -0,01).
La so masa ye un 38% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá nel rangu de 1800 - 2200 millones d'años.
50 Persei
50 Persei (50 Per) ye un sistema estelar na constelación de Perséu de magnitú aparente +5,50. Alcuéntrase a 68 años lluz de distancia del Sistema Solar y ye miembru —al igual que Botein (δ Arietis) o κ Tucanae— del «supercúmulu de les Hyades», ampliu grupu d'estrelles que comparten coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu.
La estrella principal de 50 Persei ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura superficial de 6200 K.
Tien una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la del Sol y un radiu un 30% más grande qu'el radiu solar.
Estos parámetros son similares a los de Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium, tamién estrelles de la secuencia principal de tipu F7.
El so periodu de rotación, ente 2,6 y 3 díes, ye muncho más curtiu qu'el del Sol, aprosimao de 25 díes. Cuidao que, conforme les estrelles avieyen, la so velocidá de rotación va menguando, ésta puédese utilizar pa envalorar la edá de les mesmes, técnica conocida como xirocronoloxía. La edá de 50 Persei, envalorada con esta técnica, asitiar ente 160 y 270 millones d'años, polo que se piensa que ye una estrella nueva. 
50 Persei presenta una metalicidá similar a la solar ( [Fe/H] = +0,02).
Coles mesmes, un escesu na emisión infrarroxa a 24 y 70 μm procedente de 50 Persei suxure la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
D'alcuerdu a la base de datos SIMBAD, 50 Persei ye una variable eruptiva RS Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,11 magnitúes. Recibe la denominación de variable V582 Persei.
A una separación visual de 12 minutos d'arcu de la estrella principal, puede reparase una estrella binaria (ADS 2995) que comparte movimientu propiu con ella.
Los dos componentes d'esta binaria —separaes ente sí 3,6 segundos d'arcu— tienen magnitú aparente +7,3 y +9,8.
51 Andromedae
51 Andromedae (51 And / HD 9927 / HR 464) ye una estrella asitiada na constelación d'Andrómeda.
Ensin denominación de Bayer, dacuando foi denominada Nembus, como na Uranometria de Johann Bayer (1603) o na Uranographia de Johann Elert Bode (1801).
Orixinalmente incluyóse por Claudio Ptolomeo nel so Almagesto dientro d'Andrómeda, pero darréu foi treslladada a Perséu por Johann Bayer, quien la designó Ípsilon Persei (υ Per). John Flamsteed disponer de nuevu en Andrómeda, onde ye conocida anguaño pol so denominación de Flamsteed 51 Andromedae.
De magnitú aparente +3,57, ye la quinta estrella más brillosa d'Andrómeda dempués de Alpheratz (α Andromedae), Mirach (β Andromedae), Alamak (γ Andromedae) y δ Andromedae.
Asitiada a 174 años lluz del Sistema Solar, 51 Andromedae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3 III con una temperatura efectivo de 4375 K.
Tien un radiu 28 vegaes más grande qu'el radiu solar —valor llográu a partir de la midida la so diámetru angular, 3,69 milisegundos d'arcu— y relluma con una lluminosidá 260 vegaes mayor que la del Sol.
Al igual qu'otres xigantes, xira sobre sigo mesma amodo, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,78 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,01).
51 Aquilae
51 Aquilae (51 Aql) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +5,39.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 91 años lluz de distancia del Sistema Solar.
51 Aquilae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
Asemeyáu a les componentes de Porrima (γ Virginis) o a Alchiba (α Corvi), la so temperatura superficial ye de 6854 K.
Tien una lluminosidá casi cinco veces cimera a la lluminosidá solar y tien una masa un 44% mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 77 y 107 km/s, cifra que varia según la fonte consultada; considerando'l primeru de los valores, el so periodu de rotación ye igual o inferior a 22,6 hores.
Con una edá de 1600 millones d'años, percorrió'l 42% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
51 Aquilae evidencia una metalicidá inferior a la solar nun 30% ([Fe/H] = -0,15).
Amás del fierro, un gran númberu de metales son menos abondosos que nel Sol, siendo'l europiu l'elementu comparativamente más escasu ([Eu/H] = -0,39).
Otra manera, unos pocos elementos son sobreabundantes, destacando'l lantanu, 2,7 vegaes más abondosa que na nuesa estrella.
51 Arietis
51 Arietis (51 Ari / HD 18803 / HIP 14150) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +6,62.
Distante 69 años lluz del Sistema Solar, les carauterístiques físiques de 51 Arietis faen d'esta estrella una análoga solar, esto ye, una estrella en munchos aspeutos asemeyada al Sol. De tipu espectral G8V, ye sicasí más asemeyada a τ Ceti o 61 Ursae Majoris qu'a la nuesa mesma estrella, yá que con una temperatura efectivo de 5647 - 5666 K, ye unos 100 K más fría que'l Sol.
Tien una lluminosidá equivalente al 91% de la lluminosidá solar, anque'l so diámetru ye un 2% más grande qu'el de la nuesa estrella.
Con una masa apenes mayor que la masa solar, paez ser una estrella más nueva que'l Sol, con una edá envalorada de 2000 millones d'años. 
51 Arietis tien un conteníu de fierro superior al del Sol nun 40%, enclín tamién reparáu pa otros elementos como magnesiu, siliciu, calciu, escandiu o vanadiu; otra manera, el conteníu de azufre apenes ye mayor al esistente nel Sol.
51 Leonis Minoris
51 Leonis Minoris (51 LMi) ye una estrella na constelación de Leo Minor.
De magnitú aparente +7,62, nun ye observable a simple vista y alcuéntrase a 195 años lluz del Sistema Solar.
51 Leonis Minoris apaez catalogada nes bases de datos como una estrella mariella de tipu espectral G0, ensin que figure la so clas de lluminosidá.
Tien una temperatura efectivo de 5839 ± 48 K y un radiu de 1,65 radios solares, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s.
Con una masa casi igual a la del Sol, ye una estrella antigua con una edá envalorada de 8600 millones d'años.
A diferencia del Sol, 51 Leonis Minoris ye considerada una estrella del discu gruesu como Arturu (α Bootis) o 171 Puppis.
Una característica notable de 51 Leonis Minoris ye la so baxa bayura relativa de fierro, equivalente al 40% de la solar.
Les bayures relatives de manganesu y bariu tamién son inferiores a les del Sol, pero otros elementos, otra manera, son más abondosos que na nuesa estrella; asina la rellación europiu/hidróxenu ye significativamente mayor que nel Sol ([Eu/H] = +0,17).
51 Ophiuchi
51 Ophiuchi (51 Oph / c Ophiuchi / HD 158643 / HR 6519) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +4,26.
Alcuéntrase a 410 años lluz de distancia del Sistema Solar.
51 Ophiuchi ye una nueva estrella Herbig Ae/Be —l'equivalente a la etapa T Tauri nes estrelles masives— con una edá averada de namái 700.000 ± 500.000 años. De tipu espectral B9.5 Ve, tien una temperatura efectivo de 10.250 K.
Rota a gran velocidá, igual o superior a 256 ± 11 km/s, 120 vegaes más apriesa qu'el Sol.
4 vegaes más masiva que la nuesa estrella, relluma con una lluminosidá 312 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so conteníu metálico paez ser llixeramente más eleváu que l'atopáu nel Sol ([Fe/H] = +0,10).
Créese que probablemente se trata d'un sistema planetariu nes últimes etapes de la so formación. El sistema puede ser análogu al de β Pictoris tocantes a el so enclín al respective de nós —el discu reparar de perfil dende la Tierra— y tocantes a la presencia de llinies d'absorción variables con fana al azul que suxuren la cayida de cometes.
La distancia a la que s'atopa 51 Ophiuchi ye enforma mayor que la distancia que nos dixebra de β Pictoris y el so discu d'escombros ye relativamente compactu. Por ello, el discu en redol a 51 Ophiuchi tien de ser resueltu con un interferómetro, a diferencia del de β Pictoris que foi reparáu usando imaxes nel espectru visible.
Observaciones recién de 51 Ophiuchi realizaes col Interferómetro Nuller del Observatoriu Keck amuesen que'l discu tien dos componentes estremaes: per una parte, una nube central de partícules grandes de polvu, y por otra, arrodiando a dicha nube, una envoltura de tamañu enforma mayor formada por pequeñu partícules de silicatos que s'estienden dende 7 ~UA hasta 1200 ~UA al respective de la estrella.
El discu interior tien un radiu aprosimao cuatro veces mayor que la distancia esistente ente'l Sol y la Tierra, con una densidá 100.000 ~vegaes mayor que la del polvu del nuesu Sistema Solar.
Nesti discu internu, nacíu al empar que la estrella, prodúcense de cutio choques ente los cuerpos orixinales; los granos grandes (≥ 50 μm) resultantes d'estos choques conformen esti discu, ente que los gránulos de tamañu ≤50 μm son llanzaos fuera y finalmente espulsaos del sistema pola presión de radiación.
Esta distribución de les partícules en función del tamañu nun ye única, reparándose con anterioridá na citada β Pictoris, en Vega (α Lyrae) y en AU Microscopii.
51 Pegasi
51 Pegasi ye una estrella de tipu solar na constelación de Pegasu a 47.9 años lluz del Sistema Solar. Esta estrella tien el primera planeta estrasolar descubiertu, 51 Pegasi b.
L'anunciu del descubrimientu del exoplaneta fíxose'l 6 d'ochobre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en Nature. El métodu utilizáu pal descubrimientu foi'l métodu de les velocidaes radiales. Emplegaron el espectrógrafu ELODIE nel Observatoriu de Haute-Provence.
La estrella 51 Pegasi tien una magnitú aparente de 5.49 polo que dende la Tierra ye fácilmente visible con binoculares y a güeyu solo en condiciones bien óptimes. El so númberu nel catálogu Hipparcos ye'l 113357, y nel Catálogu Henry Draper ye'l 217014. Trátase d'una estrella de tipu espectral qu'apaez como bien de G2.5IVa o G4-5VA, paecida al Sol, con una edá daqué mayor envalorada en 7500 millones d'años y un 4-6% más masiva. Tamién la so metalicidá ye mayor que la del Sol.
En 1996 los astrónomos Baliunas, Sokoloff, y Soon dieron noticia de les midíes sobre una amuesa d'estrelles de les llinies espectrales del Calciu II H y K de les que deducieron un periodu de rotación de 37 díes pa la estrella 51 Pegasi.
51 Pegasi b, embrivíu 51 Peg b, foi denomináu informalmente como Belerofonte. Tres el so descubrimientu confirmóse la so esistencia al traviés de múltiples observaciones que dexaron conocer munches de les sos carauterístiques. El métodu de detección foi'l de les velocidaes radiales que dexa midir el productu de la masa del planeta pol senu del ángulu d'enclín orbital: "m·ensin (i)" = 0.468 +/- 0.007 (midida en mases jovianas). Esti métodu déxanos dar una cota inferior o masa mínimo que tendría de tener el planeta. Les variaciones de velocidá radial tienen una amplitú de 59 m/s y amuesen un periodu orbital de 4.239 ± 0.001 díes. Especulóse enforma sobre la posible esistencia d'un compañeru planetariu de menor masa n'órbites más alloñaes al puntu de que 51 Pegasi ta clasificáu como unu de los sistemes candidatos a allugar un planeta terrestre na llamada franxa de habitabilidad, que nesti sistema, con una estrella tan paecida al Sol, alcuéntrase tamién ente 1 y 2 UA.
51 Pegasi b
El 51 Pegasi b ye un planeta estrasolar. El descubrimientu d'esti primer planeta estrasolar foi anunciáu'l 6 d'ochobre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz na revista científica Nature, volume 378, páxina 355, usando'l métodu de velocidá radial nel Observatoriu de Haute-Provence col espectrógrafu ELODIE.
Tres l'anunciu del descubrimientu la so esistencia foi confirmada pol Dr. Geoffrey Marcy de la San Francisco State University y el Dr. Paul Butler de la University of California, Berkeley usando'l espectrógrafu Hamilton asitiáu nel Observatoriu Lick cerca de San Jose en California.
A pesar de que primeramente se plantegó que podría tratase d'un cuerpu predresu cuidao que les teoríes de formación de los xigantes gaseosos prohibíen la so formación a tan curties distancies güei día créese qu'un valor tan alzáu de la masa ye namái compatible con un xigante gaseosu tipu Xúpiter).
El descubrimientu del primera planeta estrasolar constituyó un importante ésitu de la investigación astronómica al amosar a los astrónomos que planetes de tipu xigante podíen esistir n'órbites de curtiu periodu daqué qu'hasta entós nun se consideraba. Una vegada que se vio que tales planetes podíen esistir, asocedióse un regueru de descubrimientos de planetes similares. Anguaño 51 Pegasi pertenez a toa una categoría de planetes llamaos Xúpiteres calientes. Planetes como 51 Pegasi nun son compatibles colos vixentes modelos de formación planetaria polo qu'el so descubrimientu incentivó l'alderique sobre les nueves teoríes de la migración planetaria según les cualos los planetes podríen a lo llargo de la so vida evolucionar les sos órbites pudiendo averase escontra la so estrella muncho más cerca d'onde orixinalmente formáronse. El replantegamientu de les tesis de formación y evolución planetaria entá prosigue güei día col descubrimientu de más mundos estraños con órbites y mases más estremes si quepe.
52 Cygni
52 Cygni (52 Cyg) ye una estrella na constelación del Cisne.
De magnitú aparente +4,22, alcuéntrase a 203 años lluz del Sistema Solar.
52 Cygni ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G9.5III que la so temperatura efectivo ye de 4774 ± 25 K.
Ye 106 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, a partir de modelos teóricos, puede calculase el so diámetru, unes 15,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La midida directa del so diámetru angular por interferometría, da como resultáu un valor pal so diámetru bien asemeyáu, 15,3 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación puede durar hasta un añu.
52 Cygni tien una masa envalorada ente 2,5 y 3 mases solares.
Presenta un conteníu metálico claramente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,24.
52 Cygni forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +8,7 que visualmente tópase dixebrada d'ella 6 segundos d'arcu.
Ye una estrella asemeyada al Sol —con una lluminosidá quiciabes un 20% mayor que la d'ésti— dixebrada siquier 370 UA de la xigante.
El so periodu orbital supera los 3500 años.
53 Aquarii
53 Aquarii (53 Aqr / HD 212698 / HIP 110778) ye una estrella binaria na constelación d'Acuariu asitiada a 66 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcuéntrase al este de Deneb Algedi (δ Capricorni) y al oeste de Skat (δ Aquarii).
Los dos componentes del sistema son «análogos solares», nanes marielles asemeyaes al Sol que les sos respectives magnitúes aparentes son +6,3 y +6,6.
La estrella más brillosa, denominada 53 Aquarii A, tien tipu espectral G1V y una temperatura superficial de 5830 K.
Relluma con una lluminosidá un 7% mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye apenes un 2% más grande qu'el del Sol.
Col 98% de la lluminosidá del Sol, el so radiu ye 1% más pequeñu qu'el radiu solar.
La masa de caúna de les estrelles ye casi igual a la masa solar y l'edá del sistema envalórase en 5500 millones d'años, daqué más alzada que la del Sol, que la so edá averada ye de 4600 millones d'años.
Sicasí, la so metalicidá ye daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,13).
Una notable diferencia cola nuesa estrella ye la velocidá de rotación de dambes estrelles; a diferencia del Sol, que completa un xiru sobre sigo mesmu cada 25 díes, les componentes de 53 Aquarii facer en namái 4 díes, lo qu'implica una velocidá de rotación muncho más alta.
El periodu orbital del sistema ye de 3500 años y, anque la separación media ente los dos componentes ye de 300 UA, la notable escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 575 y 30 UA.
53 Camelopardalis
53 Camelopardalis (53 Cam / HD 65339 / HR 3106) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa. Alcuéntrase a 321 años lluz del Sistema Solar y tien magnitú aparente +6,02.
53 Camelopardalis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2p. 
Ye una estrella químicamente peculiar con una temperatura efectivo de 8400 ± 150 K y una lluminosidá 24,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Tien un diámetru averáu 2,36 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye de 2,07 mases solares. La so edá envalorada ye de 615 millones d'años.
53 Camelopardalis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +5,95 y +6,08 nun ciclu de 8,2078 díes. Estes variables, que'l so prototipu ye Cor Caroli (α Canum Venaticorum), amuesen una distribución non homoxénea d'elementos químicos na so superficie.
Nel casu concretu de 53 Camelopardalis, la distribución del fierro en superficie ye complexa y nun amuesa una correllación obvia cola xeometría del campu magnéticu estelar.
La concentración de Fe II varia aprosimao dos ordes de magnitú a lo llargo de la so superficie, variación que nun paez rellacionase cola esistencia de manches estelares riques en fierro.
Pela so parte, el calciu na superficie concentrar nuna área de baxa intensidá de campu magnéticu.
Tocantes a estrella variable, 53 Camelopardalis recibe la denominación de AX Camelopardalis.
53 Camelopardalis tien una compañera estelar, de la que nada se sabe, que'l so periodu orbital de 2427,0 díes (6,63 años).
La órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,66).
53 Eridani
53 Eridani (53 Eri) ye una estrella na Constelación de Eridanus. Tien el nome tradicional Sceptrum (n'América "cetru"). 53 Eridani ye una de les estrelles más brilloses, que se denota p Sceptri (Brandenburgici), na constelación obsoletos Sceptrum Brandenburgicum.
53 Eridani pertenez a la clase espectral K2IIIb y tien una magnitú aparente de 3,87. Alcuéntrase a unos 109 años lluz de la Tierra.
53 Herculis
53 Herculis (53 Her) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,34.
Alcuéntrase a 95 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru na midida de namá'l 0,6%.
El so máximu acercamientu a la Tierra va tener llugar dientro de 976.000 años, cuando se va asitiar a una distancia de 48 años lluz.
53 Herculis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
De carauterístiques asemeyaes a les componentes de Porrima (γ Virginis), tien una temperatura efectivo de 7164 K.
Ye 5,3 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una masa un 48% mayor que la masa solar.
El so radiu ye un 44% más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación devasa los 61 km/s, lo que trai un periodu de rotación de 1,2 díes.
Amuesa un conteníu metálico significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,21).
Tien una edá averada de 210 millones d'años —anque pudiera ser significativamente más nuevu—, y, d'alcuerdu a la so cinemática, pudiera ser miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium o de l'Asociación estelar de Columba.
53 Herculis presenta escesu nel infrarroxu, tantu a 24 μm como a 70 μm, lo qu'implica la esistencia d'un discu de polvu.
La temperatura de los granos de polvu del discu ye d'aprosimao 135 K, superior a l'atopada nel Cinturón de Kuiper del nuesu Sistema Solar.
Si considérase que los granos de polvu pórtense como cuerpos negros, el radiu del discu de polvu en redol a 53 Herculis sería de 9,3 UA.
53 Persei
53 Persei (53 Per / d Persei) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +4,81. Alcuéntrase a 465 años lluz del Sistema Solar.
53 Persei ta catalogada como una caliente subxigante azul de tipu espectral B4IV de 16.200 K de temperatura efectivo.
Arriendes d'ello, una gran parte de la so enerxía ye emitida como lluz ultravioleta, siendo la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 1100 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu, 4,2 vegaes más grande qu'el radiu solar, según la so masa, 5,7 mayor que la masa solar, suxuren qu'en realidá ye una estrella entá na secuencia principal con una edá claramente inferior a 70 millones d'años. El so conteníu en metales, como n'otres estrelles de la so clase, ye inferior al del Sol, aprosimao la metá que nésti.
53 Persei ye una estrella variable con una pequeña variación de rellumu de 0,05 magnitúes. Por ello, recibe la denominación, tocantes a variable, de V469 Persei.
Ye prototipu de les denominaes «estrelles B pulsantes lentes» (SPB), onde pulsaciones non radiales faen qu'unes partes de la superficie estelar muévanse pa escontra fora y otres escontra dientro, efectu que puede apreciase nel so espectru. Identificáronse dos periodu principales de 2,16 y 1,66 díes, magar se conocen otros cuatro. Estes variables pueden ser consideraes una versión de les variables Beta Cephei nes estrelles B menos calientes.
53 Piscium
53 Piscium (53 Psc / AG Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +5,86.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, aprosimao a 1040 años lluz de distancia del Sistema Solar.
53 Piscium ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV.
La so superficie tien una temperatura de 19.525 K y relluma con una lluminosidá 2550 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu unes 3,3 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 48 ± 8 km/s.
Anque 53 Piscium ye considerablemente más masiva que'l Sol, nun esiste unanimidá en cuantes al valor de la so masa; según la fonte consultada, esta taría ente les 5,4 y les 7,3 mases solares.
La so edá ye de 21,9 ± 3,2 millones d'años.
Anque nel pasáu 53 Piscium foi catalogada como variable Beta Cephei, recibiendo la denominación de variable AG Piscium, anguaño nun-y la inclúi dientro de dichu grupu.
Nel so llugar, considerar una estrella B pulsante lenta» (SPB) asemeyada a 53 Persei o τ Herculis.
54 Leonis
54 Leonis (54 Lleo / HIP 53417) ye una estrella binaria na constelación de Lleo, asitiada mui cerca de la llende cola vecina Leo Minor. El sistema, conocíu tamién como ADS 7979, alcuéntrase a 289 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los dos componentes del sistema, visualmente a unos 7 segundos d'arcu, tienen una separación real averada de 620 UA. 54 Leonis A (HD 94601 / HR 4529), la componente más brillosa, tien magnitú aparente +4,50. Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V. 107 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu casi'l doble qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 165 km/s, siendo este una llende inferior. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Chertan (θ Leonis), na mesma constelación, cola salvedá de qu'esta postrera tópase casi a la metá de distancia al respective de nós.
La otra componente del sistema, 54 Leonis B (HD 94602 / HR 4260), tien magnitú aparente +6,30. Como la so compañera, ye una estrella blanca de la secuencia principal, anque de tipu A2Vn. Unes 5 vegaes menos lluminosa que la so compañera, el so radiu ye un 20% mayor que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma a una velocidá de 217 km/s, 109 vegaes más apriesa que'l Sol.
54 Piscium
54 Piscium (embrivida 54 Psc) ye una estrella de 6º magnitú na constelación de Piscis. Ye clasificada como una estrella nana naranxa de clase espectral K0 V; y ye daqué menos masiva y lluminosa que nuesu Sol. La estrella ye relativamente cercana, alcuéntrase a namái 36 años lluz. Ye visible a güeyu con bones condiciones nuna nueche. Orbitando esta estrella foi atopáu un planeta estrasolar en 2003, llamáu 54 Piscium b. Abarrúntase que la estrella tamién podría ser variable.
"54 Piscium" tienen una compañera nana marrón llamada 54 Piscium B, cola masa 50 vegaes la masa de Xúpiter de la clase espectral T. Afayóse pol Telescopiu Espacial Spitzer. La so órbita tien un radiu de 500 UA y un periodu orbital de más de mil años.
54 b Piscium ye un planeta estrasolar que orbíta a la estrella a una distancia media de 0.29 UA. Envalórase que la so masa mínimo ye una quinta parte de la de Xúpiter, y tien una órbita bien escéntrica completando un xiru cada 62.2 díes terrestres.
55 Pegasi
55 Pegasi (55 Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu. De magnitú aparente +4,52, alcuéntrase a 329 ± 10 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos.
55 Pegasi ye una xigante colorada de tipu espectral M1III.
Relluma con una lluminosidá 513 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, cuidao que una parte importante de la so enerxía ye radiada como lluz infrabermeyo, ye una estrella brillosa nesta rexón del espectru.
Tien una baxa temperatura efectivo de 3899 ± 12 K —como correspuende a una xigante de les sos carauterístiques— y el so radiu ye 50 vegaes mayor qu'el radiu solar, lo qu'equival a 0,23 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la metá de la órbita de Mercuriu.
Xira sobre si mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ente 3,8 y 5,0 km/s.
55 Pegasi puede ser una estrella variable, recibiendo la denominación de NSV 14428 nel «New Catalogue of Suspected Variable Stars». La variación del so rellumu, de 0,06 magnitúes, nun ta entá confirmada.
55 Ursae Majoris
55 Ursae Majoris (55 UMa / HD 98353 / HR 4380) ye un sistema estelar na constelación del sietestrellu.
Alcuéntrase a 200 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes principales del sistema son estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Con magnitúes aparentes +5,3 y +5,9, son asemeyaos a Denébola (β Leonis) o Megrez (δ Ursae Majoris), esta postrera tamién na sietestrellu. Al igual qu'el Sol, son estrelles de la secuencia principal pero considerablemente más calientes y lluminoses qu'ésti. La lluminosidá conxunta del sistema, nel espectru visible, equival a 31 vegaes la lluminosidá solar.
La masa de caúna de les estrelles ye 2,4 vegaes mayor que la masa solar y el periodu orbital del sistema ye de 1860 díes.
De la mesma, una de les estrelles ye una binaria espectroscópica, polo que 55 Ursae Majoris ye un sistema triple. La compañera que completa'l sistema ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal, anque de tipu A7V, con una masa envalorada de 1,9 mases solares. La separación media ente les componentes d'esti subsistema ye de 0,06 ~ UA.
A diferencia d'otres estrelles como Vega (α Lyrae), el sistema 55 Ursae Majoris nun presenta escesu nel infrarroxu —nin a 24 nin a 70 μm— qu'indique la presencia d'un discu de polvu circumestelar.
57 Geminorum
57 Geminorum (57 Gem / HD 57727 / HR 2808) ye una estrella na constelación de Xéminis —los ximielgos— de magnitú aparente +5,04. Alcuéntrase a 154 años lluz de distancia del Sistema Solar.
57 Geminorum ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5001 K.
Por aciu tapecimientu llunar midióse'l so diámetru angular, que, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 1,80 ± 0,40 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 9 vegaes más grande qu'el del Sol, más bien pequeñu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Relluma con una lluminosidá 22 vegaes mayor que la lluminosidá solar y poder considerar una versión menor d'otres conocíes xigantes marielles como Vindemiatrix (ε Virginis) o Capella A (α Aurigae), yá que la so lluminosidá ye menos d'una tercer parte de la d'éstes.
Tien una masa casi'l doble de la masa solar y la so edá envalórase en 1175 millones d'años.
Amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 75% de la d'ésti ([Fe/H] = -0,12).
Dientro del marcu del Proyectu Okayama pa la busca de planetes estudiáronse les variaciones de la velocidá radial de 57 Geminorum, lo que dexó refugar la presencia de planetes masivos de curtiu periodu n'órbita alredor d'esta estrella.
58 Ophiuchi
58 Ophiuchi (58 Oph) ye una estrella na constelación de Ophiuchus.
Tien magnitú aparente +4,87 y alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar.
58 Ophiuchi ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Los dos componentes del sistema Diadem (α Comae Berenices), ι Pegasi A o ψ Capricorni son estrelles de carauterístiques asemeyaes a 58 Ophiuchi.
Esta postrera tien una temperatura efectivo de 6356 - 6465 K, la cifra exauta varia según la fonte consultada.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye inferior a 6,07 díes.
Anque presenta un conteníu metálico inferior al del Sol, diversos estudios determinen valores pal so índiz de metalicidá [Fe/H] entendíos ente -0,16 y -0,31; un valor mediu de les distintes midíes supón que la so bayura relativa de fierro ye un 43% inferior a la solar.
58 Ophiuchi tien una masa de 1,19 mases solares y la so edá envalórase ente 1900 y 3500 millones d'años.
59 Arietis
59 Arietis (59 Ari) ye una estrella na constelación d'Aries.
Tien magnitú aparente +5,93 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, a 219 años lluz del Sistema Solar.
59 Arietis ye una subxigante mariella de tipu espectral G6IV; esta clase d'estrelles son más brilloses que los sos equivalentes de la secuencia principal, pero non tantu como pa ser consideraes auténtiques xigantes.
59 Arietis tien una temperatura efectivo de 5093 ± 26 K y la so lluminosidá ye 14 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 5 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1 km/s.
Les sos carauterístiques son entemedies ente les de κ Delphini y les de 18 Delphini, esta postrera yá catalogada como una auténtica xigante.
59 Arietis presenta un conteníu metálico inferior a la solar nun 44%, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,25.
Con una masa de 1,85 mases solares, la so edá cífrase en 1320 millones d'años.
59 Cygni
59 Cygni (59 Cyg / HD 200120 / HR 8047) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,74.
Alcuéntrase aprosimao a 1420 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Cygnus.
La estrella principal del sistema ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1.5.
Bien caliente, la so temperatura superficial algama los 25.500 K —siendo ésta una cifra envalorada—, con una lluminosidá 35.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una masa de 15 mases solares y una edá averada de 9,5 millones d'años.
El radiu de 59 Cygni ye 9,5 vegaes más grande qu'el del Sol y rota a gran velocidá; diversos estudios señalen una velocidá de rotación ente 260 y 374 km/s. El so periodu de rotación, bien curtia, ye de namái 1,3 - 1,5 díes.
η Centauri o Seat (π Aquarii) son dos exemplos d'esta clase d'estrelles.
Amás, ye una estrella variable —del tipo Gamma Cassiopeiae— qu'ente 1973 y 1975 esperimentó un amenorgamientu de rellumu.
Por ello, recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de V832 Cygni.
El espectru de 59 Cygni revela la presencia d'una compañera estelar cercana, una subenana caliente, con un periodu orbital de 28 díes.
A unes décimes de segundos d'arcu reparar una compañera de magnitú +7,6, que la so separación cola estrella primaria ye d'unes 85 UA y que'l so periodu orbital supera los 200 años.
59 Draconis
59 Draconis (59 Dra) ye una estrella de magnitú aparente +5,12 na constelación del Dragón.
Asitiada a 89 años lluz del Sistema Solar, dende 2006 conozse la esistencia d'una nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.
59 Draconis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V, enantes catalogada como A9V.
Tien una temperatura superficial de 7250 K y la so lluminosidá, calculada a partir del so fluxu bolométrico, ye 5,2 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular —0,449 ± 0,012 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, siendo ésti un 32% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 56,1 km/s.
La so masa ye aprosimao un 70% mayor que la masa solar.
La bayura relativa de fierro de 59 Draconis ye similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,00) pero los niveles de ciertos elementos como neodimiu, vanadiu o samariu son significativamente más altos. Esti últimu metal ye 3 vegaes más abondosa que nel Sol.
59 Draconis ye una variable pulsante del tipu Gamma Doradus qu'esperimenta una variación de rellumu de 0,11 magnitúes.
La nana marrón afayada alredor de 59 Draconis tien una masa mínimo 25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, pero la so masa real pue ser significativamente mayor.
El so periodu orbital ye de 28,44 díes y la so separación al respective de la estrella ye de 0,22 UA.
Esta compañera subestelar asítiase dientro del llamáu «desiertu de nanes marrones», conxuntu d'órbites teóriques alredor d'una estrella onde nun tendríen d'esistir nanes marrones como oxetos acompañantes.
59 Virginis
59 Virginis (59 Vir / Y Virginis / HD 115383) ye una estrella na constelación de Virgu, asitiada al norte de la mesma, aprosimao 4º al sureste de Vindemiatrix (ε Virginis) y 4º al norte de σ Virginis. De magnitú aparente +5,22, alcuéntrase a 59 años lluz del Sistema Solar. 
59 Virginis ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura de 6120 K.
Asemeyáu a 61 Virginis y 70 Virginis, nesta mesma constelación, 59 Virgnis relluma con una lluminosidá 2,29 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una metalicidá comparable a la del Sol.
De mayor masa que nuesa estrella —ente 1,10 y 1,26 mases solares—, esisten estimaciones bien distintes sobre la so edá. Polo xeneral, ye considerada una estrella nueva, con una antigüedá ente 400 y 1600 millones d'años —compárese cola edá del Sol, 4600 millones d'años—. Sicasí, la so edá envalorada per aciu xirocronoloxía —métodu que se basa na velocidá de rotación estelar, considerando'l periodu de rotación de 59 Virginis de 3,3 díes— ye notablemente inferior, 122 millones d'años.
L'estudiu de la radiación infrarroxo emitida por 59 Virginis a 24 y 70 μm nun dexa inferir la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
6 Canum Venaticorum
6 Canum Venaticorum (6 CVn) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los llebreles.
Tien magnitú aparente +5,02 —la décima más brillosa na so constelación— y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, a 261 años lluz del Sistema Solar.
6 Canum Venaticorum ye una xigante mariella de tipu espectral G9III.
Diverses fontes establecen la so temperatura efectivo nel rangu de 4932 a 5060 K.
Ye ente 45 y 51 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 9 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Tocantes a tamañu y enerxía radiada ta per debaxo de xigantes asemeyaos como Altais (δ Draconis), ι Geminorum o Vindemiatrix (ε Virginis).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 4,4 km/s.
6 Canum Venaticorum amuesa un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,11.
6 Cassiopeiae
6 Cassiopeiae (6 Cas) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,43.
Demasiáu alloñada pa midir la so distancia per aciu paralax, envalórase que s'atopa a unos 8100 años lluz del Sistema Solar. Ye una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea, comparable con Deneb (α Cygni). Ye miembru de la asociación estelar Cas OB5, de la que formen parte tamién ρ Cassiopeiae y PZ Cassiopeiae.
6 Cassiopeiae ye una superxigante blanca de tipu espectral A3Ia que la so lluminosidá ye aprosimao 195.000 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 170 vegaes más grande qu'el radiu solar; asitiada nel llugar del Sol, englobaría nel so interior la órbita de Venus.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 39 km/s.
Dende la so superficie a 9330 K, pierde materia al traviés d'un fuerte vientu estelar qu'algama los 180 km/s.
Como otres estrelles de les sos carauterístiques, 6 Cassiopeiae ye una variable Alfa Cygni que la so variación de rellumu ye de 0,11 magnitúes. Tocantes a estrella variable, recibe la denominación de V566 Cassiopeiae.
La masa de 6 Cassiopeiae envalórase en 25 mases solares y, como correspuende a estrelles tan masives, la so evolución ye bien rápida. La so edá ye d'apenes 6,4 millones d'años y va acabar esplotando como una espectacular supernova, formando'l nucleu remanente una estrella de neutrones.
A 1,4 segundos d'arcu de 6 Cassiopeiae puede reparase una estrella de magnitú +8,2 y tipu A2. Si dambes formen un verdaderu sistema binariu, la separación ente elles sería de siquier 3500 UA.
6 Ceti
6 Ceti (6 Cet) ye una estrella na constelación de Cetus, la bisarma marina, de magnitú aparente +4,89. Alcuéntrase a 62 años lluz de distancia del Sistema Solar.
6 Ceti ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Tien una temperatura efectivo de 6220 K y una lluminosidá 3,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so composición química difier de la del Sol; asina, la bayura relativa de fierro —utilizada davezu como midida de la metalicidá d'una estrella— ye un 46% de la solar. Esti enclín ye más acusáu al estudiar el conteníu d'otros elementos como manganesu, cromu y cobre, que les sos bayures relatives suponen respectivamente el 37%, 36% y 33% de los valores atopaos nel Sol. Nel otru estremu, los conteníos de titaniu y vanadiu, entá siendo inferiores a les solares, algamen aprosimao'l 66% de los mesmos.
La masa de 6 Ceti ye un 6% mayor que la masa solar. Distintos estudios difieren tocantes a la so edá, asitiándola ente 5200 y 6165 millones d'años, anque sía que non 6 Ceti paez ser una estrella más antigua que'l Sol. Observaciones nel infrarroxu indiquen que pue tar arrodiada por una cinturón similar al Cinturón de Kuiper del Sistema Solar.
6 Comae Berenices
6 Comae Berenices (6 Com) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice de magnitú aparente +5,09.
Alcuéntrase a 199 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida de namá'l 1,2%.
6 Comae Berenices ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
De carauterístiques asemeyaes a Heze (ζ Virginis), Megrez (δ Ursae Majoris) o π Serpentis, tien una temperatura efectivo de 8750 K y una lluminosidá 32 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida directa del so diámetru angular, 0,395 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 191 km/s.
6 Comae Berenices tien una masa 2,21 vegaes mayor que la masa solar.
Percorrió aprosimao 2/3 partes de la so trayectoria dientro de la secuencia principal, lo que correspuende a una edá actual de 880 millones d'años.
Como un bon númberu d'estrelles de tipu A, 6 Comae Berenices ye una estrella químicamente peculiar, siendo clasificada como A2Si.
6 Lyncis
6 Lyncis (6 Lyn / HD 45410 / HR 2331) ye una estrella asitiada na constelación del Llobu cerval. La so magnitú aparente ye +5,86 y alcuéntrase a 186 años lluz del Sistema Solar. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
6 Lyncis ye una subxigante mariellu-naranxa de tipu espectral K0IV que la so temperatura superficial ye de 4978 K. Con una masa un 70% mayor que la masa solar, ye una estrella más evolucionada qu'el Sol qu'empezó a espandise y a esfrecese, siendo'l so radiu 5,2 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye 15 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, equivalente al 74% de la solar. La so velocidá proyeutada de rotación ye de 1,32 km/s.
Considérase qu'antes de tresformase en subxigante, 6 Lyncis yera una estrella de la secuencia principal de tipu A o F.
En 2008 afayóse un planeta estrasolar, denomináu 6 Lyncis b, orbitando en redol a 6 Lyncis. El planeta, con una masa mínimo 2,4 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, orbita a una distancia media de 2,2 UA al respective de la estrella. Tarda 899 díes (2,46 años) en dar una vuelta completa alredor de 6 Lyncis.
6 Persei
6 Persei (6 Per) ye una estrella que, magar la so denominación de Flamsteed, ta encuadrada na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente +5,31, alcuéntrase a 212 años lluz del Sistema Solar.
6 Persei ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G8III que la so temperatura efectivo ye de 4863 ± 28 K.
Ye 26 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 7 vegaes más grande qu'el diámetru solar, siendo dambos valores modestos pa una estrella de les sos carauterístiques.
Xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s.
Presenta un conteníu metálico claramente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,52.
Tolos elementos evaluaos son deficitarios en rellación al Sol, magar esta diferencia ye menos acusada nel casu de magnesiu y calciu.
6 Persei muévese al traviés de la Vía Lláctea con una velocidá relativa respectu al Sol de 126 km/s, cifra inusitadamente elevada, yá que, polo xeneral, la velocidá relativa de la estrelles de la nuesa redolada nun suel superar los 40 km/s.
Amás, la so órbita galáctica ye por demás escéntrica (y = 51,7), lo que fai que la so distancia al centru galácticu fluctúe ente 3,1 y 9,8 kilopársecs.
6 Persei ye una estrella binaria, con una compañera estelar que completa una órbita alredor d'ella cada 1650 díes. Dicha órbita ye bien escéntrica (y = 0,75). Nada se sabe sobre la naturaleza de la estrella acompañante.
60 Ceti
60 Ceti (60 Cet / HD 12573 / HR 607) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +5,43.
Al igual que δ Ceti, nesta mesma constelación, 60 Ceti alcuéntrase sobre'l ecuador celeste. Anguaño 7 minutos d'arcu al norte del mesmu, por cuenta de la precesión de la Tierra en 1950 taba asitiada nel hemisferiu sur.
Asitiada a 281 años lluz de distancia del Sistema Solar, 60 Ceti ye una xigante blanca de tipu espectral A5III y 7971 K de temperatura.
Con una lluminosidá 76 vegaes mayor que la lluminosidá solar, la so velocidá de rotación nel so ecuador ye de siquier 107 km/s, unes 50 vegaes más rápida que la del Sol.
El valor del so diámetru angular —dimensión aparente del diámetru ecuatorial d'un cuerpu celeste— ye de 0,384 segundos d'arcu, lo que dexa envalorar el so verdaderu tamañu, siendo ésti 3,7 vegaes más grande qu'el del Sol.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a les de Ras Alhague (α Aquilae) y 111 Herculis, pero más alloñada qu'éstes.
El conteníu metálico total de 60 Ceti —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— ye más eleváu que nel Sol. Amás del heliu, 10 vegaes más abondosa que na nuesa estrella, destaquen los altos niveles de sodiu y azufre; el primeru d'ellos ye 3,5 vegaes más abondosa.
Nel estremu opuestu, hai de solliñar el baxu nivel de cobre, menos de la metá que l'esistente nel Sol.
60 Leonis
60 Leonis (60 Lleo / b Leonis) ye una estrella na constelación de Lleo.
De magnitú aparente +4,41, alcuéntrase a 127 años lluz del Sistema Solar.
60 Leonis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1m que la so temperatura superficial ye de 8950 - 8972 K.
Ye 22 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye un 90% más grande qu'el radiu solar.
Tien una edá averada de 450 millones d'años, polo que s'atopa na metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
Al igual que Siriu (α Canis Majoris) o Deneb Algedi (δ Capricorni), ye una estrella Am o estrella con llinies metáliques.
Estes estrelles tienen un conteníu anómalo de ciertos elementos que fueron emburriaos escontra la superficie, ente qu'otros hanse fundíu nel interior estelar pola fuerza de la gravedá.
Esti efectu namái se manifiesta con baxes velocidaes de rotación; nel casu de 60 Leonis la so velocidá de rotación proyeutada ye de 18 km/s, bien baxa pa una estrella de les sos carauterístiques —a títulu comparativu, Duhr (δ Leonis) rota diez veces más apriesa—.
Tocantes a la composición química, 60 Leonis presenta una rellación oxíxenu/hidróxenu menor que nel Sol —equivalente a un 23% de la mesma—, tando tamién la so superficie aprobetada en calciu.
Otra manera, amuesa arriquecimientu de fierro y bariu, bien acusáu nel casu d'esti últimu elementu, que la so bayura ye casi diez veces más alta que la solar.
Los niveles de siliciu y sodiu son comparables a los del Sol.
61 Cygni
61 Cygni (Gliese 820 AB) ye una estrella binaria visual na constelación del Cisne, formada por dos estrelles separaes 29 segundos d'arcu de magnitú aparente +5,21 y +6,03 respectivamente. Apaecen como un par d'estrelles de color coloráu-naranxa, siendo una de les estrelles dobles más formoses observables con prismáticos. Asitiada a daqué más de 11 años lluz, ye la decimoquinta estrella más cercana al Sistema Solar.
Anque'l gran movimientu propiu de 61 Cygni foi señaláu per vegada primera en 1804 por Giuseppe Piazzi, la estrella nun recibió gran atención hasta que Friedrich Wilhelm Bessel publicó un trabayu sobre ella en 1812. Foi Friedrich Georg Wilhelm von Struve quien afayó la duplicidá de la estrella en 1830.
El gran movimientu propiu del sistema fixo de 61 Cygni un candidatu ideal pa la determinación de la so distancia per mediu de la paralax, polo que foi la primer estrella —escluyendo'l Sol— que la so distancia a la Tierra foi midida. Foi Bessel quien lo llevó a cabu, llogrando una midida de paralax de 313,6 milisegundos d'arcu (mas), próximu al valor aceptáu anguaño de 287,18 mas.
Namái unos años dempués afayóse que Groombridge 1830 tenía un movimientu propiu más altu. Sicasí, 61 Cygni sigue siendo la estrella visible a güeyu con mayor movimientu propiu, y el séptimu sistema estelar con un movimientu mesmu mayor ente tolos llistaos nel Catálogu Hipparcos.
Los dos componentes del sistema 61 Cygni son dos nanes naranxes con una separación media ente dambes de 84 UA. La escentricidá de la órbita, ε = 0,48, fai que la so separación varie ente 44 UA nel periastru y 124 UA nel apoastru. El periodu orbital del sistema ye de 659 años. Créese que dambes estrelles pueden ser más vieyes que'l Sol. El so altu movimientu propiu ye debíu non yá a la so proximidá, sinón que'l sistema mueve cinco vegaes más rápidu en rellación al Sol qu'otres estrelles vecines, lo qu'implica que 61 Cygni nun ye una estrella del finu discu galácticu.
61 Cygni A (HD 201091 / HR 8085), la componente principal del sistema, ye de tipu espectral K5V con una temperatura efectivo de 4450 K. Tien una masa averada del 70% de la masa solar y un radiu del 72% del radiu solar. La so lluminosidá ye'l 15% de la del Sol y la so metalicidá —bayura n'elementos más pesaos qu'el hidróxenu— ye'l 79% de la solar. Paez ser una estrella variable del tipu BY Draconis, asignándose-y la denominación de variable V1083 Cygni. 
61 Cygni B (HD 201092 / HR 8086), de tipu espectral K7V, tien una temperatura efectivo de 4120 K. Ye daqué más pequeña que la so compañera —masa 63% de la masa solar y radio 67% del radiu solar— y la so lluminosidá ye namá'l 9% de la del Sol. Detectóse polvu en redol a esta estrella y paez ser una estrella acandilante.
Midíes astrométricas amuesen qu'amás del par principal, esisten trés acompañantes invisibles con periodos orbitales curtios de 6, 7 y 12 años. Sicasí los oxetos nun pudieron ser resueltos per aciu interferometría de moteáu, polo que se punxo en dulda la so esistencia.
61 Piscium
61 Piscium (61 Psc) ye una estrella na constelación de Piscis.
Tien magnitú aparente +6,60 y alcuéntrase a 186 años lluz de distancia del Sistema Solar.
61 Piscium ye una nana mariella de tipu espectral F8V.
Tien una temperatura superficial de 6258 K, unos 500 K más caliente qu'el Sol.
El so radiu ye 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 11,0 km/s, más de 5 vegaes más apriesa que'l Sol.
La so masa ye un 47% mayor que la masa solar y tien una edá de 2200 millones d'años.
61 Piscium tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ligeramnete cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,08).
El so conteníu de beriliu ye asemeyáu al solar pero'l so conteníu de litiu (log[Li] = 2,85) ye notablemente cimeru, fechu que nun ye escepcional, una y bones el Sol tien un nivel baxu d'esti elementu en comparanza con otres estrelles de la nuesa redolada.
61 Piscium ye miembru del «supercúmulu de les Híades», ampliu grupu d'estrelles que comparten coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu.
Otres estrelles asemeyaes incluyíes nesti grupu son κ Tucanae, ι Horologii, 50 Persei y 111 Tauri.
61 Ursae Majoris
61 Ursae Majoris (61 UMa / HR 4496 / HD 101501 / GJ 434) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +5,31, asitiada al este de Alula Borealis (ν Ursae Majoris) y nordés de Alula Australis (ξ Ursae Majoris). Alcuéntrase a 31,1 años lluz del Sistema Solar.
61 Ursae Majoris ye una nana mariella de tipu espectral G8V, una análoga solar de carauterístiques físiques similares a les del Sol. Más fría y de menor tamañu que'l Sol, la so masa averada ye'l 87% de la masa solar y el so diámetru ta entendíu ente'l 84 y el 89% de la solar. Con pocu más de la metá de la lluminosidá solar, tien una metalicidá —valor que se rellaciona cola esistencia de sistemes planetarios— correspondiente al 83% de la del Sol.
61 Ursae Majoris ta catalogada como una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú 5,30 y 5,35. Anque la so actividá cromosférica suxure que la so edá puede ser de namái 500 millones d'años, l'ausencia d'un discu de polvu observable —como l'esistente en ε Eridani—, paez indicar una edá cimera a 1000 millones d'años.
La so proximidá y carauterístiques físiques faen de 61 Ursae Majoris un oxetivu prioritariu na busca de planetes terrestres dientro de los proyectos Darwin y Terrestrial Planet Finder. Hasta'l momentu nun se detectó la presencia de nanes marrones o planetes xovianos orbitando cerca de la estrella.
Les estrelles más cercanes a 61 Ursae Majoris son Groombridge 1830, a 2,6 años lluz, Gliese 450, a 3,4 años lluz, y el sistema estelar Alula Australis (ξ Ursae Majoris), a 4,7 años lluz.
61 Ursae Majoris apaez de manera prominente nel Espaciu conocíu del escritor Larry Niven cómo la estrella en redol a la cual orbita el planeta madre —el terceru en distancia a ella— de los Kzinti.
61 Virginis
61 Virginis (61 Vir / HD 115617) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,74, asitiada al suroeste de la brillosa Espiga (α Virginis).
Alcuéntrase a namái 27,8 años lluz del Sistema Solar; estrelles cercanes a ella son GJ 3820 y Gliese 465, dambes nanes coloraes a 4,6 y 6,4 años lluz respectivamente. Dende 2009 conozse la esistencia de trés planetes n'órbita alredor d'esta estrella.
61 Virginis ye una nana mariella de tipu espectral G5V y 5558 K de temperatura superficial. Considerada una análoga solar, tien una masa y un radiu llixeramente inferiores a los del Sol, rellumando con un 78% de la so lluminosidá.
El so velocidá de rotación ye de 2,2 km/s, completando un xiru cada 33 díes.
Considerar una estrella antigua ya inactiva con una edá envalorada ente 6300 y 9000 millones d'años.
Observaciones llevaes a cabu a lo llargo de 16 años indiquen qu'el so fotometría ye estable.
61 Virginis amuesa un escesu d'emisión infrarroxa a 70 μm que se rellaciona cola esistencia d'un discu de polvu al so alredor. Considerando los granos de polvu como cuerpos negros (oxetos teóricos qu'absuerben tola radiación qu'incide sobre ellos), la temperatura del discu sería de 97 K, tando asitiáu a 8,3 UA al respective de la estrella.
A partir d'observaciones realizaes col Telescopiu espacial Spitzer postulóse la esistencia d'un gruesu segundu aníu de polvu que —asumiendo que la emisión vien de granos de silicatos de 25 μm— taría asitiáu ente 120 ± 20 UA y 220 ± 10 UA de la estrella.
Esiste ciertu discutiniu tocantes a la metalicidá de 61 Virginis, datu que se rellaciona cola esistencia de sistemes planetarios; ente que delles fontes señalen una metalicidá llixeramente inferior a la solar, estudios espectroscópicos revelen un conteníu en fierro ente un 35% y un 58% mayor qu'el de la nuesa estrella, dependiendo del métodu de calibración utilizáu.
Coles mesmes, los niveles d'otros elementos como magnesiu, calciu y cobre son daqué más elevaos que nel Sol —en redol a un 25%—.
Namá'l azufre amuesa una menor bayura relativa ([S/H] = -0,12).
Per otra parte, la so bayura de litiu pue ser asemeyáu a la solar (log[Li] < 1,20).
Pequenes variaciones detectaes na velocidá radial de 61 Virginis atribuyir a la posible presencia d'un xigante gaseosu, pero paez que nun tener un compañeru masivu próximu. Estudios posteriores refugaron la presencia d'un cuerpu del tamañu d'una nana marrón (ente 20 a 80 vegaes la masa de Xúpiter).
Sicasí, en 2009 anuncióse'l descubrimientu de trés planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella, con mases entendíes ente 5 y 25 vegaes la masa de la Tierra.
Los trés planetes orbitan mui cerca de la estrella; en comparanza col nuesu Sistema Solar, los trés moveríense dientro de la órbita de Venus. Per otra parte, precísense datos adicionales pa confirmar la posible presencia d'un cuartu planeta.
62 Sagittarii
62 Sagittarii (62 Sgr / c Sagittarii / HD 189763 / HR 7650) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu de magnitú aparente media +4,51. Alcuéntrase nel estremu suroeste del Terebellum, asterismo formáu por un cuadriláteru d'estrelles. Asitiada a 448 años lluz de distancia del Sistema Solar, ye la más brillosa ente los cuatro estrelles d'esti asterismo.
62 Sagittarii ye una xigante colorada de tipu espectral M4III con una fría temperatura de 3200 K. La midida del so diámetru angular (0,011 segundos d'arcu) dexa calcular el so radiu; ésti ye 162 vegaes más grande qu'el radiu solar, o lo que ye lo mesmo, 0,76 UA. Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, la so superficie algamaría la órbita de Venus. Tien una lluminosidá 3000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
62 Sagittarii ye una variable irregular de tipu LB que recibe la denominación de variable V3872 Sagittarii. El so rellumu varia ente magnitú +4,45 y +4,64. 
64 Piscium
64 Piscium (64 Psc / HD 4676 / HR 225) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,07 asitiáu na constelación de Piscis. Alcuéntrase a 78 años lluz del Sistema Solar.
64 Piscium ye una binaria espectroscópica que les sos componentes son dos nanes marielles de tipu espectral F8V.
Bien paecíes pero non iguales, la más lluminosa —2,13 vegaes más qu'el Sol— tien una temperatura efectivo de 6250 ± 150 K.
El so radiu ye un 25% más grande qu'el radiu solar y tien una masa de 1,22 mases solares.
La estrella acompañante ye llixeramente más fría, siendo la so temperatura superficial de 6200 ± 200 K.
Col 87% de la lluminosidá de la componente principal, el so radiu ye un 18% más grande qu'el del Sol. Tien una masa de 1,17 mases solares.
El sistema recuerda a UX Mensae, cola salvedá de que nun aportar# a una binaria eclipsante cuidao que el periodu orbital ye más llargu, de 13,82 díes.
La órbita ye considerablemente escéntrica (ε = 0,24).
La metalicidá d'esta binaria ye daqué inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,06) y la so edá envalórase en 3000 millones d'años.
67 Ophiuchi
67 Ophiuchi (HD 164353 / HR 6714 / HIP 88192) ye una estrella de magnitú aparente +3,97 asitiada na constelación de Ophiuchus. Formaba parte de la constelación de Taurus Poniatovii, güei sumida, onde yera la estrella más brillosa. Alcuéntrase a una distancia averada de 1420 años lluz del Sistema Solar.
67 Ophiuchi ye una superxigante azul de tipu espectral B5Ib con una temperatura superficial de 13.180 K. Considerando l'absorción debida al polvu interestelar y la radiación emitida como lluz ultravioleta, 67 Ophiuchi relluma con una lluminosidá 12,100 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con un diámetru 21 vegaes más grande qu'el del Sol, tien una masa unu 9 vegaes mayor que la masa solar. Esti últimu valor asitiar na llende ente les estrelles que rematen la so vida como una nana blanca masiva y les qu'esploten en forma de supernova. Con una edá de 26 millones d'años, anguaño alcuéntrase nun estáu de transición evolucionando escontra una superxigante colorada de tamañu enforma mayor. Ye una estrella llixeramente variable —el so rellumu varia un 0,5%— con un curtiu periodu de 2,3 díes.
Hasta cuatro estrelles distintes —denominaes B, C, D y Y— apaecen na bibliografía como posibles acompañantes de 67 Ophiuchi. Sicasí, paez que nenguna d'elles ye una compañera real. Per otra parte, 67 Ophiuchi forma parte del cúmulu abiertu Collinder 359, que la so edá envalorada —60 millones d'años— nun ye consistente cola edá de la estrella; ye posible que Collinder 359 sía, más qu'un cúmulu, una asociación estelar, caracterizada por una unión gravitacional ente estrelles más débil.
68 Herculis
68 Herculis (68 Her / o Herculis) ye una estrella múltiple na constelación d'Hércules.
Alcuéntrase a 666 ± 57 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema ye una binaria cercana de magnitú aparente +4,80.
68 Herculis Aa, la primaria d'esta binaria, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1.5V.
Tien una temperatura superficial de 19.000 K y ye 1300 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con una masa de 6,8 mases solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 145 km/s.
Con una temperatura efectivo de 11.000 K, la so lluminosidá ye 160 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una masa de 2,8 mases solares y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 105 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de namái 2,05 díes y dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 0,07 UA o 14 radios solares.
Amás, esti subsistema constitúi una binaria eclipsante nel cual, mientres el eclís principal —cuando la componente menos brillosa pasa per delantre de la más brillosa—, el rellumu mengua 0,7 magnitúes.
El sistema completar con una tercer estrella de magnitú +10,2 que la so separación visual cola binaria ye de 4,4 segundos d'arcu.
Tien una masa envalorada de 2,5 mases solares y completa una órbita en redol a 68 Herculis Aa-Ab cada 10.900 años.
7 Andromedae
7 Andromedae (7 And) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +4,54. Alcuéntrase a 80 años lluz de distancia del Sistema Solar.
7 Andromedae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
Asemeyáu a les componentes del sistema estelar Porrima (γ Virginis), la so temperatura efectivo asitiar ente 7108 - 7190 K y relluma con una lluminosidá 7,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu evaluáu a partir del valor del so diámetru angular, 0,67 milisegundos d'arcu— ye un 80% más grande qu'el del Sol.
El so conteníu metálico ye daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a -0,09.
La so masa ye un 60% mayor que la masa solar y, con una edá averada de 1600 millones d'años, alcuéntrase na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
7 Andromedae xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 61,8 km/s —30 vegaes superior a la del Sol— y ye que les estrelles de la secuencia principal estrémense, tocantes a la so rotación, de forma bastante definida a una temperatura superficial d'aprosimao 6500 K; aquelles que la so temperatura ta debaxo d'esti valor xiren amodo, les que lo superen —como ye'l casu de 7 Andromedae— facer muncho más apriesa.
7 Camelopardalis
7 Camelopardalis (7 Cam) ye un sistema estelar na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
De magnitú aparente +4,45, ye'l quintu puntu más brillosu na constelación, dempués de β Camelopardalis, CS Camelopardalis, α Camelopardalis y BE Camelopardalis.
Alcuéntrase a 372 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal de 7 Camelopardalis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, pero una estudiu recién considera que ta abandonando, si nun lu hai fechu yá, la secuencia principal.
La so elevada lluminosidá —222 vegaes superior a la del Sol y tres veces mayor que la de la estrella A1V Merak (β Ursae Majoris)— sofiten el so posible estatus de subxigante.
7 Camelopardalis tien una temperatura efectivo de 9226 K y un radiu unes 1,9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 40 km/s y tien una masa ente 2,98 y 3,16 vegaes mayor que la del Sol.
7 Camelopardalis A tien una compañera cercana que'l so periodu orbital ye de namái 3,885 díes.
Ello ye la causa de que sía una estrella lluminosa en rayos X, con una lluminosidá nesta rexón del espectru de 2089 × 10 W.
Con una masa un 16% mayor que la del Sol, la so separación proyeutada al respective de la binaria ye de 89 UA.
Una cuarta estrella, de magnitú +11,3, paez formar tamién parte del sistema. La so separación visual con 7 Camelopardalis A ye de 25 segundos d'arcu. 
70 Aquilae
70 Aquilae (70 Aql) ye una estrella asitiada na constelación del Águila.
Tien magnitú aparente +4,90 y, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (2,51 ± 0,33 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 1300 años lluz del Sistema Solar.
70 Aquilae ye una xigante lluminosa de color anaranxáu asemeyáu a Tarazed (γ Aquilae).
De tipu espectral K5II, tien una temperatura efectivo de 3900 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la radiación emitida como lluz infrabermeyo— 4072 vegaes superior a la del Sol.
El so diámetru angular, una vegada teníu en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ye de 3,17 ± 0,04 milisegundos d'arcu;
esta cifra, xunida a la distancia a la que s'atopa —parámetru que contién un altu grau d'erru—, dexa concluyir qu'el so diámetru real ye unes 135 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación ye de, siquier, 1,9 km/s.
70 Aquilae amuesa una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,2).
La so masa envalorada ye de 6,2 ± 0,6 mases solares y tien una edá averada de 63 ± 18 millones d'años.
70 Ophiuchi
70 Ophiuchi (70 Oph / GJ 702) ye un sistema estelar na constelación de Ophiuchus asitiáu visualmente al este de γ Ophiuchi.
Distante namái 16,6 años lluz del Sistema Solar, los sistemes más cercanos a él son Wolf 1055 y Wolf 630, a 6,1 y 6,7 años lluz respectivamente.
70 Ophiuchi ye una estrella binaria —la so duplicidá observable con un pequeñu telescopiu— que les sos dos componentes son nanes naranxes. La componente principal, 70 Ophiuchi A (LHS 458), tien tipu espectral K0 V y una temperatura efectivo de 5290 K.
Relluma col 50% de la lluminosidá solar y el so radiu equival al 85% del que tien el Sol.
Tien una masa de 0,89 mases solares y la so metalicidá, basada na bayura relativa de fierro, ye namá'l 30% de l'atopada nel Sol.
Al igual que'l Sol, amuesa actividá magnética, reparándose rexones actives qu'entren y salen del campu de visión. Ello dexó conocer el so periodu de rotación, 19,7 díes.
70 Ophiuchi B (LHS 459) ye tamién una nana naranxa, pero más fría y pequeña que la so compañera. De tipu espectral K4 V, la so temperatura ye de 4250 K. Con una masa envalorada igual al 71% de la masa solar, el so radiu ye de 0,70 radios solares ente que la so lluminosidá apenes algama'l 16% de la que tien el Sol.
El sistema, catalogáu como variable BY Draconis, recibe tamién la denominación d'estrella variable V2391 Ophiuchi.
La órbita del sistema ye notablemente escéntrica (ε = 0,495), variando la separación ente les componentes ente 11,6 UA y 34,8 UA. El so periodu orbital ye de 88,4 años; el postreru periastru —distancia mínima ente componentes— tuvo llugar en 1984 y va haber qu'esperar hasta 2028 pal apoastru.
Anque diversos estudios nel pasáu atoparon evidencia d'un tercer cuerpu de masa pequeñu qu'alteriaba la órbita de los dos estrelles, estudios subsiguientes tornaron la so esistencia.
70 Pegasi
70 Pegasi (70 Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu.
De magnitú aparente +4,55, ye'l decimonovenu astru más brillosu na so constelación.
Alcuéntrase a 164 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida d'un 4,2%.
70 Pegasi ye una xigante mariella de tipu espectral G7III.
Con una temperatura efectivo de 5045 ± 29 K, ye 42 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Modelos teóricos dan-y un radiu nueve vegaes más grande qu'el radiu solar, polo que, dientro de les xigantes, nun ye de les de mayor tamañu.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,5 km/s.
La so masa averada ye 2,5 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1040 millones d'años. A diferencia de munches otres xigantes, pue tar fundiendo yá'l heliu del so nucleu internu.
70 Pegasi ye una estrella binaria, anque nada se sabe sobre la so compañera estelar.
70 Pegasi tien una metalicidá daqué mayor que la solar ([Fe/H] = +0,06).
Prácticamente tolos elementos estudiaos son sobreabundantes en rellación al Sol, destacando'l ceriu, 2,2 vegaes más abondosa que na nuesa estrella.
Ye relevante'l so eleváu conteníu de nitróxenu ([N/H] = +0,39), el segundu más altu dientro un estudiu qu'entiende 34 xigantes.
70 Virginis
70 Virginis (70 Vir / HD 117176) ye una estrella aprosimao a 59 años lluz del Sol, asitiada na constelación Virgu al nordés de Vindemiatrix (ε Virginis). En 1996 afayóse que 70 Virginis tien un planeta estrasolar o una nana marrón n'órbita alredor d'ella, denomináu 70 Virginis b.
70 Virgnis ye una nana mariella de tipu espectral G5V —dacuando catalogada como de tipu G2.5Va y G4V— y 5770 K de temperatura. Unos trés vegaes más lluminosa que'l Sol, ye escepcionalmente brillosu pal so tipu espectral, polo que se piensa que seique tea empezando a entrar na fase de estrella subxigante. De primeres el so rellumu confundió a los científicos, pos se calculó que taba a una distancia de namái 29 años lluz, basada nel so magnitú aparente (+4,98). El so diámetru ye unes dos veces mayor qu'el del Sol y la so metalicidá —calculada a partir del so conteníu en fierro— paez ser daqué inferior a la solar, en redol al 93% de la mesma. Paez tar muncho más evolucionada que'l Sol, con una edá que puede algamar los 9000 millones d'años, el doble de la edá solar.
70 Virginis b tien una masa mínimo 7,5 vegaes mayor la masa de Xúpiter; analís astrometricos col satélite Hipparcos asitien la llende cimera de masa en 36 vegaes la masa de Xúpiter. Posteriores midíes astrométricas suxuren que 70 Virgnis b puede tener una masa 27 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, polo que podría tratase d'una nana marrón tenue. L'oxetu mover nuna órbita bien escéntrica a una distancia media de 0,48 UA al respective de la estrella.
71 Orionis
71 Orionis (71 Ori / HD 43042 / HR 2220) ye una estrella de magnitú aparente +5,20 asitiada na rexón noroeste de la constelación d'Orión. Alcuéntrase a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
71 Orionis ye una nana mariella más caliente y lluminosa qu'el Sol.
De tipu espectral F6V, tien una temperatura efectivo de 6456 K, siendo unes 3 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Tabit (π Orionis) —nesta mesma constelación pero a menos de la metá de distancia— o γ Serpentis.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7 km/s, unes 3,5 vegaes mayor que la del Sol.
La so masa ye aprosimao un 30% mayor que la masa solar y tien una edá de 1200 - 1400 millones d'años.
71 Orionis presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— asemeyáu a la solar.
Los conteníos de diversos elementos como fierro, sodiu, siliciu, titaniu y níquel son prácticamente idénticos a los del Sol.
72 Herculis
72 Herculis (72 Her / w Herculis / HD 157214 / HR 6458) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,40. Alcuéntrase a 47 años lluz de distancia del Sistema Solar.
72 Herculis ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo de 5618 K.
La so lluminosidá ye un 34% mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye un 10% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,15 km/s y nun amuesa actividá cromosférica.
La so masa ye un 19% menor que la masa solar.
Tien una metalicidá sensiblemente inferior a la solar, siendo la so bayura relativa de fierro equivalente al 39% de la reparada nel Sol. Esta mesmu enclín reparar nel conteníu de azufre, la metá que nel Sol, ente que el de magnesiu ye aprosimao igual. Otra manera, los niveles de carbonu, oxíxenu y europiu son cimeros a los del Sol; ésti últimu elementu ye casi 3 vegaes más abondosa que na nuesa estrella.
A diferencia del Sol, 72 Herculis ye considerada una estrella del discu gruesu, esto ye, muévese nuna órbita galáctica más alloñada del centru del planu galácticu que'l Sol.
La so edá, envalorada tantu pola so actividá cromosférica como pola so periodu de rotación —xirocronoloxía—, paez tar entendida ente los 4100 y los 6600 millones d'años;
sicasí, otros estudios basaos en isocrones alcen esta cifra hasta los 11.000 millones d'años.
72 Leonis
72 Leonis (72 Lleo / FN Leonis) ye una estrella na constelación de Lleo. De magnitú aparente +4,58, alcuéntrase a una incierta distancia de 960 ± 180 años lluz respectu al Sistema Solar.
De tipu espectral M3IIb, 72 Leonis ye una xigante o xigante lluminosa colorada que la so temperatura superficial ye de 3734 K.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación infrarroxo emitida— ye 4570 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir de la so temperatura y lluminosidá puede evaluase el so radiu, siendo ésti 169 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 0,75 UA.
La midida directa del so radiu per aciu interferometría da como resultáu una cifra 179 vegaes mayor que'l radiu solar; dambes cifres concuerden teniendo en cuenta les numberoses incertidumes esistentes.
72 Leonis ye una estrella masiva d'unes 6 mases solares. Nun ye posible saber en que fase de la so estáu evolutivu alcuéntrase, si tien un nucleu inerte de heliu o si, una vegada escosáu l'heliu, nel so interior hai un nucleu de carbonu y oxíxenu.
Al igual qu'otres xigantes coloraes ye una variable irregular, nesti casu de tipu LC, como TZ Cassiopeiae. La so variación de rellumu ye de 0,08 magnitúes, ensin que se conoza periodu dalgunu.
Tocantes a variable, recibe la denominación de FN Leonis.
72 Ophiuchi
72 Ophiuchi (72 Oph) ye una estrella asitiada na constelación de Ophiuchus.
Con magnitú aparente +3,72, ye la décima más brillosa na so constelación y la primera ente elles qu'escarez de denominación de Bayer.
Nel pasáu foi la estrella más prominente de la constelación de Tigris —que representaba al ríu col mesmu nome—, güei refugada.
72 Ophiuchi ye una subxigante blanca de tipu espectral A4IVs.
Con una temperatura efectivo de 8260 K, ye unes 17 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
A partir de la midida indirecta del so diámetru angular, 0,74 ± 0,03 milisegundos d'arcu, puede envalorase el so verdaderu diámetru, siendo ésti 2,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 65 km/s.
Per una parte, amuesa una bayura relativa de fierro daqué cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,09), pero ciertos elementos son «sobreabundantes» en rellación a los parámetros solares. En concretu, itriu y sodiu son casi tres veces más abondosos que na nuesa estrella ([Na/H] = +0,46).
Otra manera, el so conteníu de cobre ye namái la metá que nel Sol.
72 Ophiuchi paez tener dos compañeres estelares.
La primera d'elles, 5,2 magnitúes más tenue que la estrella principal, ta separada visualmente d'ella 24,83 segundos d'arcu.
El sistema alcuéntrase a 87 años lluz del Sistema Solar.
75 Cancri
75 Cancri (75 Cnc) ye un sistema estelar na constelación de Cáncer —el cámbaru— de magnitú aparente +5,98.
Alcuéntrase a 101 años lluz del Sistema Solar y el so cinemática suxure que forma parte de la llamada «Corriente de Hércules».
La componente principal del sistema ye una subxigante mariella de tipu espectral G5IV-V que la so temperatura efectivo ye de 5741 ± 40 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 6 km/s y nun esiste una estimación precisa de la so masa, tando entendida ente 0,9 y 1,2 mases solares.
La componente secundaria, de la qu'apenes se sabe nada, puede tener una masa un 29% menor que la masa solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 19,412 díes y la órbita ye moderadamente escéntrica (ε = 0,20).
Tocantes a la so composición elemental, 75 Cancri tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— probablemente paecida a la solar, con valores pal so índiz de metalicidá [Fe/H] entendíos ente +0,08 y -0,09, dependiendo de la fonte consultada.
Los niveles de diversos elementos evaluaos como calciu, vanadiu, cromu y níquel siguen el mesmu enclín que'l fierro.
75 Ceti
75 Ceti (75 Cet) ye una estrella asitiada na constelación de Cetus.
La so magnitú aparente ye +5,36 y alcuéntrase a 263 años lluz del Sistema Solar.
En 2012 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
75 Ceti ye una xigante mariella de tipu espectral G3III con una temperatura efectivo de 4813 K.
Tien un radiu 10,5 vegaes más grande qu'el radiu solar —tamañu bien común pa una xigante de les sos carauterístiques— y una lluminosidá 54 vegaes mayor que la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 1,77 km/s.
Tien una masa ente 2,1 y 2,5 mases solares y una edá envalorada de 1400 ± 540 millones d'años. Como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada —el Sol inclusive—, ye una estrella del discu finu.
75 Ceti presenta una metalicidá, datu que se rellaciona cola presencia de sistemes planetarios, prácticamente idéntica a la del Sol ([M/H] = -0,01).
Los niveles de los distintos elementos evaluaos son similares a les solares, siendo'l sodiu llixeramente sobreabundante ([Na/H] = +0,15).
En 2012 afayóse un planeta estrasolar masivu, denomináu 75 Ceti b, orbitando en redol a 75 Ceti. Esti planeta, con una masa mínimo tres veces mayor que la masa de Xúpiter, mover a una distancia media de 2,1 UA al respective de la estrella. El so periodu orbital ye de 691,9 díes (1,89 años).
Un segundu periodu detectáu, d'aprosimao 200 díes, podría tar producíu por un segundu planeta menos masivu.
77 Aquarii
77 Aquarii (77 Aqr) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +5,56.
Alcuéntrase 27 minutos d'arcu al sur de la brillosa Skat (δ Aquarii).
Alcuéntrase a 140 ± 4 años lluz de distancia del Sistema Solar.
77 Aquarii ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III, enantes catalogada como K2.5IIIb.
Tien una temperatura efectivo de 4628 ± 25 K, magar otru estudiu amenorga tala cifra a 4581 K.
Relluma con una lluminosidá 13 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 6 vegaes más grande qu'el del Sol, polo qu'el so tamañu ye «pequeñu» pa una estrella de les sos carauterístiques; Pólux (β Geminorum) —la xigante naranxa más próxima al Sol— ye un 66% mayor ente que Arturu (α Boötis) ye 4 vegaes más grande.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué más alzada que la solar ([Fe/H] = +0,16).
Esiste cierta evidencia de que 77 Aquarii puede ser una estrella variable, polo que recibe, tocantes a variable, la denominación provisional de NSV 14358.
78 Ursae Majoris
78 Ursae Majoris (78 UMa / HD 113139 / HR 4931) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,93. Asitiada a 81 años lluz del Sistema Solar, forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles con un orixe común qu'inclúi, ente otres, a Merak (β Ursae Majoris) y Alioth (ε Ursae Majoris). Ésta última alcuéntrase a namái 1,4 años lluz de 78 Ursae Majoris.
78 Ursae Majoris ye un sistema binariu que les sos dos componentes tán visualmente separaes 1,25 segundos d'arcu. La componente principal, 78 Ursae Majoris A, ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V y 7000 K de temperatura. Ye 4,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol con un radiu un 50% mayor qu'el radiu solar. La so alta velocidá de rotación, de más de 92 km/s, fai que complete un xiru en menos de 19,2 hores. 78 Ursae Majoris B ye una estrella análoga solar de tipu G6V y 5500 K. Tien el 87% de la lluminosidá solar y un radiu un 10% menor qu el radiu solar.
El periodu orbital del sistema ye de 106,4 años, siendo la separación media ente les dos estrelles de 31,25 UA. La escentricidá de la órbita, ε = 0,41, fai que la distancia ente elles bazcuye ente 49 y 18 UA; la próxima separación mínima ente les dos estrelles va tener llugar en 2027. La masa combinao del sistema ye de 2,7 mases solares y dambes son estrelles nueves, lo que concuerda colos 250 millones d'años d'edá de l'Asociación estelar del sietestrellu.
79 Tauri
79 Tauri (79 Tau / b Tauri / HD 28355 / HR 1414) ye una estrella perteneciente al cúmulu de les Híades, na constelación de Tauru. De magnitú aparente +5,02, alcuéntrase a 160 años lluz del Sistema Solar.
79 Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V con una temperatura de 7850 K. Relluma con una lluminosidá 18 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu, calculáu a partir de la midida del so semidiámetru angular, 0,225 milisegundos d'arcu, ye 2,4 vegaes mayor que la solar. Rota con una velocidá de 105 km/s. La so masa ye un 80% mayor que la masa solar y tien una edá —como'l restu de les Híades— de 625 millones d'años. 
79 Tauri alcuéntrase arrodiada por un discu de polvu circumestelar, como suxure un escesu na radiación infrarroxo emitida. Dende la estrella hasta una distancia de siquier 40 UA, el discu paez tar significativamente llibre de polvu. Los modelos que meyor afacer a les observaciones impliquen una masa pal discu del orde de 10 vegaes la masa terrestre, magar non puede escluyise una masa 10 vegaes mayor.
8 Andromedae
8 Andromedae (8 And / HD 219734 / HR 8860) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. De magnitú aparente +4,85, alcuéntrase a 655 años lluz del Sistema Solar.
8 Andromedae ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura efectivo de 3730 K.
Asemeyáu a Mirach (β Andromedae) —nesta mesma constelación—, Menkar (α Ceti) o γ Hydri, ye una de les poques xigantes coloraes que pueden ser reparaes a simple vista.
El so radiu ye 30 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5 km/s.
El conteníu metálico de 8 Andromedae ye cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,27), siendo la so bayura relativa de fierro un 86% mayor que la esistente nel Sol.
Ye posible que sía una estrella variable —la so variabilidá nun foi confirmada—, recibiendo la denominación de variable provisional ZI 2130.
8 Andromedae tien delles compañeres visuales que pueden tar físicamente rellacionaes con ella. Les dos más cercanes son 8 Andromedae B, estrella de magnitú 13 asitiada a 8 segundos d'arcu, y 8 Andromedae P, una compañera más tenue de magnitú 16, a 15 segundos d'arcu. A daqué menos d'un minutu d'arcu alcuéntrase 8 Andromedae D (magnitú 11,6), ente que 8 Andromedae C (magnitú 10,7) alcuéntrase a más de 3 minutos d'arcu.
8 Cancri
8 Cancri (8 Cnc / HD 66664 / HR 3163) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,15. 
Magar escarecer de denominación de Bayer —por ello ye conocida davezu pol so númberu de Flamsteed—, ye la sesta estrella más brillosa de la constelación, namái superada por β, δ, ι, γ y α Cancri.
Asitiada a 211 años lluz del Sistema Solar, 8 Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V. Con una temperatura efectivo de 9462 K, la so lluminosidá equival a 40 vegaes la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son paecíes a les d'otres conocíes estrelles, ente les que cabo citar a Siriu (α Canis Majoris), Vega (α Lyrae), Cástor Aa (α Geminorum), Alphecca (α Coronae Borealis) o Asellus Australis (γ Cancri), esta postrera tamién en Cáncer.
El so radiu envaloráu por métodos indirectos— ye tres veces más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 191 km/s, 95 vegaes más apriesa que'l Sol.
Tien una masa 2,35 vegaes mayor que la masa solar y ta na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
A diferencia d'otres estrelles blanques que presenten ciertes peculiaridaes na so composición elemental —Alioth (ε Ursae Majoris) ye quiciabes l'exemplu más notables—, 8 Cancri paez ser una estrella normal».
8 Herculis
8 Herculis (8 Her / HD 145122 / HR 6013) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +6,13. Forma una doble óptica con Kappa Herculis, tando dambes estrelles separaes 0,2º.
Curiosamente, esta postrera ye, de la mesma, otra doble óptica, formada por Kappa Herculis A y Kappa Herculis B.
Anque la distancia que nos dixebra de Kappa Herculis A ye comparable a la de 8 Herculis —367 años lluz—, el movimientu de caúna d'elles pel espaciu desmiente qu'esista una rellación física ente dambes.
Sía que non, el tríu supón un interesante oxetivu pa ser reparáu col telescopiu.
8 Herculis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Vnn. La so lluminosidá ye 44 vegaes mayor que la del Sol y la so temperatura superficial ye de 10.000 K. El so diámetru y la so masa son, respectivamente, 2,2 y 2,5 vegaes mayores que los del Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Phecda (δ Ursae Majoris), Algorab (δ Corvi) o ζ Aquilae, más brilloses por tar más cerca de nós.
8 Herculis destaca pola so alta velocidá de rotación, igual o superior a 259 km/s —130 vegaes mayor que la del Sol—, completando un xiru en menos de 10,3 hores.
8 Leporis
8 Leporis (8 Lep) ye una estrella na constelación de Lepus, la llebre, de magnitú aparente +5,22.
Acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 505 pársecs o 1646 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la Asociación estelar Orion c, al igual que 55 Orionis y V1046 Orionis.
8 Leporis ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IV.
Ye una estrella caliente con una temperatura superficial de 21.150 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía radiada como lluz ultravioleta— 12.060 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye cinco veces más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Decrux (δ Crucis) o Lesath (υ Scorpii), pero ta muncho más alloñada qu'éstes.
8 Leporis presenta una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,31).
Tien una masa de 10,1 ± 0,5 mases solares y la so edá cífrase en 21,7 millones d'años.
La so masa xusto devasa la llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando en forma de supernova.
8 Lyncis
8 Lyncis (8 Lyn / HD 46480 / HR 2394) ye una estrella na constelación de Llobu cerval.
Tien magnitú aparente +5,90 y alcuéntrase a 173 años lluz respectu al Sistema Solar.
8 Lyncis ye una subxigante o estrella de la secuencia principal de tipu espectral G8IV-V.
Con una temperatura efectivo de 4917 ± 27 K, ye 12,9 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien casi la mesma masa que'l Sol —apenes un 8% cimeru— pero ye una estrella muncho más evolucionada con una edá de 8710 millones d'años, casi'l doble de la edá actual del Sol (4600 millones d'años). 
Una característica notable de 8 Lyncis ye la so baxa metalicidá, notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,55), siendo la so bayura relativa de fierro igual al 28% de la esistente na nuesa estrella.
Los niveles d'otros elementos como magnesiu, siliciu, calciu y cinc, entá siendo menores que nel Sol, nun son tan baxos como'l de fierro.
Sicasí, el ceriu —elementu lantánidu de númberu atómicu 58— ye'l más escasu ente tolos elementos evaluaos, con una bayura relativa inferior inclusive a la de fierro.
81 Ceti
81 Ceti (81 Cet / HD 16400 / HR 771) ye una estrella asitiada na constelación de Cetus. La so magnitú aparente ye +5,66 y alcuéntrase a 318 años lluz del Sistema Solar. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
81 Ceti ye una xigante mariella de tipu espectral G5III con una temperatura de 4840 K. Con un radiu 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, tien una lluminosidá 74 vegaes mayor que la del Sol. El so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye un 87% de la solar. Tien una masa de 2,4 mases solares y una edá envalorada de 1370 ± 550 millones d'años. Considérase qu'antes de tresformase en xigante, 81 Ceti yera una estrella de la secuencia principal de tipu A o F.
En 2008 afayóse un planeta estrasolar masivu, denomináu 81 Ceti b, orbitando en redol a 81 Ceti. El planeta, con una masa mínimo 5,3 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a una distancia media de 2,5 UA al respective de la estrella. El so periodu orbital ye de 952 díes (2,61 años).
82 Eridani
82 Eridani (82 Eri / y Eridani) ye una estrella na constelación de Erídanu de magnitú aparente +4,23.
Alcuéntrase a 19,7 años lluz del Sistema Solar, siendo GJ 1061 —distante 7,9 años lluz—, la estrella conocida más cercana a ella.
82 Eridani ye una nana mariella de tipu espectral G8V con una temperatura efectivo de 5401 K.
Menos lluminosa qu'el Sol, la radiación qu'emite equival al 66% de la radiación solar.
La so masa envalorada ye un 30% inferior a la del Sol y el so diámetru ye igual al 92% del diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,8 km/s y nun amuesa actividá cromosférica.
El so periodu de rotación ye de 33,2 díes.
82 Eridani tien un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,23.
Los niveles de tolos elementos evaluaos son menores que nel Sol y la so bayura relativa de fierro apenes supera'l 40% de la solar ([Fe/H] = -0,38).
Tocantes a el so cinemática, 82 Eridani tien una velocidá radial de 84 km/s, pero la so velocidá espacial respectu al Sistema Solar ye de 129 km/s.
Esta elevada velocidá espacial, la so baxa metalicidá, según la sustancial escentricidá de la so órbita galáctica (y = 0,40), suxuren que la so edá puede entepasar los 10.000 millones d'años, magar paez tener una leve sobreabundancia de metales pa la so edá.
Cuidao que el so planu orbital alcuéntrase fundamentalmente dientro del planu galácticu —como la mesma órbita del Sol—, ye considerada una vieya estrella de discu.
En 2011 anuncióse'l descubrimientu de trés planetes n'órbita alredor de 82 Eridani.
Los trés seríen «supertierras» calientes que orbitan respectivamente a 0,12, 0,20 y 0,35 UA al respective de la estrella.
La temperatura d'equilibriu pal planeta más distante, asumiendo un albedo Bond de 0,3, ye de .
83 Leonis
83 Leonis (83 Lleo / GJ 429 AB) ye una estrella binaria na constelación de Lleo, asitiada al sur de Duhr (δ Leonis), oeste de Zavijava (β Virginis) y este de α Sextantis. El sistema, conocíu tamién como Struve 1540 AB, alcuéntrase a 58 años lluz de distancia de la Tierra. Conócense dos planetes estrasolares alredor d'una de les componentes del sistema.
83 Leonis ye una binaria amplia que les sos componentes, separaes visualmente 28 segundos d'arcu, alcuéntrase a unes 720 UA de distancia ente sigo y muévense nuna órbita escéntrica (ε = 0,46) que completen nunos 32.000 años. Una tercer estrella a 90,3 segundos d'arcu paez que nun ye una compañera real y a cencielles ta na mesma llinia de visión.
83 Leonis A (HD 99491), la estrella principal, ye una subxigante mariellu-naranxa de tipu espectral G6/8-K0IV de magnitú aparente +6,49. El so radiu ye 1,9 vegaes mayor qu'el radiu solar, con una lluminosidá del 66% de la que tien el Sol. El so metalicidá ye ente 1,2 y 2,3 vegaes mayor que la solar. 83 Leonis B (HD 99492) ye una nana naranxa —anque tamién pudiera ser una subxigante— de tipu K2V-IV y magnitú +7,57. Con un radiu equivalente al 88% del radiu solar, la so lluminosidá ye namá'l 24% de la del Sol, y la so masa el 88% de la masa solar.
En 2005 afayóse alredor de 83 Leonis B un planeta (HD 99492 b) con una masa mínimo de 36 vegaes la masa terrestre o'l 11% de la masa de Xúpiter. Asitiáu mui cerca de la estrella —a 0,12 UA, una tercer parte de la distancia ente Mercuriu y el Sol— completa una órbita cada 17,04 díes.
Un segundu planeta más esternu, afayáu en 2010 y denomináu HD 99492 c, orbita a una distancia media de 5,4 UA de 83 Leonis B. El so periodu orbital ye de 4970 díes.
83 Virginis
83 Virginis (83 Vir / HD 119605 / HR 5165) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,16.
Alcuéntrase aprosimao a 825 años lluz del Sistema Solar.
83 Virginis ye una superxigante o xigante lluminosa mariella de tipu espectral G0Ib-IIb, magar na base de datos SIMBAD apaez catalogada como subxigante o estrella de la secuencia principal (G1IV/V).
Tien una temperatura efectivo de 5430 ± 100 K y relluma con una lluminosidá 437 vegaes mayor que la del Sol, cifra que sofita la so estatus de superxigante o xigante lluminosa.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye la metá de la del Sol ([Fe/H] = -0,31).
Con una masa de 4,2 ± 0,2 mases solares, la so edá envalórase en 155 millones d'años.
83 Virginis tien un diámetru 29 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Nun ye una estrella variable y nella nun se detectó campu magnéticu, a diferencia d'otres superxigantes marielles como Alwaid (β Draconis) o Azmidiske (ξ Puppis) onde sigo se detectó.
85 Pegasi
85 Pegasi (85 Peg / HD 224930 / HR 9088) ye un sistema estelar na constelación de Pegasu asitiáu a 40,5 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, 85 Pegasi A (GJ 914 A), ye una nana mariella de tipu espectral G5V y magnitú aparente +5,75 daqué más pequeña qu'el Sol. La so temperatura superficial ye de 5550 K y la so lluminosidá equival al 61% de la lluminosidá solar. Tien una masa de 0,88 mases solares.
A una distancia media de 10,3 UA de la componente A orbita 85 Pegasi B (GJ 914 B), una nana naranxa de tipu K7V y 4200 K de temperatura. Emplega 26,28 años en completar una vuelta al so alredor y, por cuenta de la escentricidá de la órbita, la distancia ente dambes varia ente 6,4 y 14,2 UA.
Piénsase que 85 Pegasi B ye de la mesma una binaria cercana compuesta por dos estrelles de 0,55 y 0,11 mases solares. La lluminosidá de 85 Pegasi Ba, la más brillosa del par, ye poco mayor del 7% de la lluminosidá solar; la tenue acompañante, 85 Pegasi Bb, sería una nana colorada 35 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
La edá del sistema paez ser significativamente mayor que la del Sol, envalorándose en 9345 ± 500 millones d'años. Tien una metalicidá bien baxa, en redol a un 27% de la solar.
88 Aquarii
88 Aquarii (88 Aqr / c2 Aquarii) ye una estrella na constelación del Acuariu.
De magnitú aparente +3,68, ye'l quintu astru más brillosu na so constelación dempués de Sadalsuud (β Aquarii), Sadalmelik (α Aquarii), δ Aquarii y ζ Aquarii.
Alcuéntrase a una distancia de 270 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida del 1,8%.
88 Aquarii ye una xigante naranxa, como tantes otres estrelles del cielu nocherniegu —por casu τ Aquarii o ψ Aquarii , nesta mesma constelación.
De tipu espectral K1III, tien una temperatura efectivo de 4435 K.
Relluma con una lluminosidá 350 vegaes superior a la del Sol, mayor que la d'Arturu (α Bootis) nun 60% y casi ocho veces mayor que la de Pólux (β Geminorum).
El so tamañu, evaluáu a partir del so diámetru angular —3,24 ± 0,20 milisegundos d'arcu—, ye 29 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,6 km/s y tien una metalicidá equivalente a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).
88 Aquarii muévese alredor de la galaxa nuna órbita relativamente escéntrica (y = 0,24), lo que fai qu'ente que nel periastru la so distancia respeutu al centru galácticu ye similar a la del Sol (7,4 kilopársecs aprosimao), nel apoastru allóñase del mesmu hasta 12,2 kilopársecs.
88 Leonis
88 Leonis (88 Lleo / HD 100180 / HR 4437) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +6,20.
Alcuéntrase a 75 años lluz del Sistema Solar.
88 Leonis ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo de 5949 K.
Ye una análoga solar —de carauterístiques asemeyaes al nuesu Sol—, nuna versión daqué más caliente y lluminosa que la nuesa estrella.
Un 36% más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye un 8% más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 3,3 km/s, completando un xiru en 14 díes.
Cuidao que les estrelles ralenticen la so rotación col pasu del tiempu, utilízase'l periodu de rotación pa envalorar la edá d'una estrella. Según esti métodu, denomináu xirocronoloxía, 88 Leonis tien una edá averada de 2070 millones d'años; sicasí, d'alcuerdu a la so actividá cromosférica, la so edá podría ser de 4210 millones d'años.
Presenta una bayura relativa d'elementos químicos —fierro, sodiu, siliciu y titaniu— comparable a la solar.
88 Leonis tien una acompañante alloñada de magnitú +9,22, denominada LTT 13146 (SAO 99647), visualmente alcontrada a 15,4 segundos d'arcu d'ella. La so separación con 88 Leonis tien de ser igual o superior a 465 UA.
89 Herculis
89 Herculis (89 Her / HD 163506 / HR 6685) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,47. La midida directa de la paralax asitia a 89 Herculis a daqué más de 3000 años lluz del Sistema Solar, pero los erros inherentes a la mesma midida faen qu'esti valor nun sía fiable. Llixeramente variable, con una oscilación nel so rellumu de 0,2 magnitúes, recibe la denominación de variable V441 Herculis.
89 Herculis ye una superxigante mariella de tipu espectral F2Ibe con una lluminosidá ente 7000 y 9000 vegaes superior a la del Sol. Ye una fonte emisora de radiación infrarroxo proveniente d'una envoltura gaseosa qu'arrodia a la estrella. Esta envoltura, compuesta fundamentalmente de hidróxenu pero rica en oxíxenu, tien el so cantu interior a 100 UA de la estrella, tando'l so cantu esterior unes 100 vegaes más alloñáu. La estrella, con un radiu 60 vegaes más grande qu'el radiu solar, creó la envoltura per mediu d'un fuerte vientu estelar y esperimenta una continua perda de masa.
89 Herculis alcuéntrase na fases finales de la so evolución estelar. Representa una etapa posterior a les variables Mira, y ta en cursu de dexar al descubiertu'l so nucleu esprendiéndose de les sos capes esteriores pa formar una protonebulosa planetaria. Ye la única estrella d'estes carauterístiques observable a simple vista. La contracción posterior de dichu nucleu va dar llugar a una nana blanca.
89 Leonis
89 Leonis (89 Lleo / HD 100563 / HR 4455) ye una estrella na constelación de Lleo asitiada a 1,5º de τ Leonis mui cerca de la llende con Virgu. De magnitú aparente +5,70, nun tien lletra griega de Bayer y ye comúnmente conocida pol so númberu de Flamsteed.
Asitiada a 87 años lluz del Sistema Solar, 89 Leonis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5.5V con una temperatura efectivo de 6450 K. Ye tres veces más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye un 30% mayor qu'el radiu solar. De carauterístiques físiques similares a otres estrelles más conocíes como Tabit (π Orionis) o γ Serpentis, la so masa ye un 28% mayor que la masa solar. Más nuevu que'l Sol, la so edá varia según la fonte consultada ente 730 y 1000 millones d'años.
89 Leonis tien una metalicidá, espresada como la so bayura relativa de fierro, superior a la solar nun 38%.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 13,5 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación igual o menor a 5,24 díes.
Esti valor ye bien inferior al periodu de rotación del Sol —en redol a 26 díes—, pero queda bien llueñe del qu'amuesen estrelles más calientes como Altair (α Aquilae), que'l so periodu ye d'aprosimao 10 hores. 
9 Cephei
9 Cephei (9 Cep / HD 206165 / HR 8279) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,79 na constelación de Cepheus.
Ye una estrella alloñada distante 2700 años lluz del Sistema Solar y miembru de la Asociación estelar Cepheus OB2, a la cual tamién pertenez la superxigante ν Cephei.
9 Cephei ye una superxigante azul de tipu espectral B2Ib con una temperatura efectivo de 19.300 K.
Descomanadamente lluminosa, radia 129.000 vegaes más enerxía qu'el Sol —superando a Deneb (α Cygni) o la citada ν Cephei— y tien un diámetru 32 vegaes más grande qu'el del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 45 ± 7 km/s.
Ye una estrella masiva, siendo la so masa aprosimao 12 vegaes mayor que la masa solar y pierde masa estelar a razón de 2,7 × 10 mases solares cada añu.
9 Cephei ye una variable Alfa Cygni —clase de variables qu'esperimenten pulsaciones non radiales na so superficie—, siendo una de les más brilloses d'esta clase. El so rellumu bazcuya 0,09 magnitúes ensin qu'esista un periodu conocíu.
Por ello recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de V337 Cephei.
9 Ceti
9 Ceti (9 Cet / HD 1835 / HR 88 / HIP 1803) ye una estrella variable de magnitú aparente +6,38. Alcuéntrase nel rincón suroeste de la constelación de Cetus, al suroeste de ι Ceti, noroeste de Deneb Kaitos (β Ceti) y al norte de 6 Ceti.
Alcuéntrase a 66 años lluz de distancia del Sistema Solar.
9 Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G3V con una temperatura efectivo de 5767 K.
Llixeramente más lluminosa qu'el Sol, el so diámetru ye daqué más grande qu'el de la nuesa estrella —aprosimao un 10% mayor—, anque la so masa paez ser daqué inferior a la masa solar, equivalente al 93% de la mesma.
Presenta una metalicidá un 44% mayor que la del Sol, reparándose'l mesmu enclín n'otros elementos como magnesiu, níquel y siliciu.
A diferencia del Sol, que la so edá ye de 4600 millones d'años, 9 Ceti ye una estrella bien nueva, con una edá de namái 600 millones d'años. La so edá envalorada per aciu xirocronoloxía ye inclusive inferior, en redol a 400 millones d'años. Ta clasificada como una variable BY Draconis, recibiendo la denominación de variable BE Ceti; la variabilidá tien el so orixe na presencia de manches escures qu'entren y salen del campu de visión por cuenta de la rápida rotación, una y bones el periodu de rotación ye de 7,7 díes.
9 Hydrae
9 Hydrae (9 Hya / HD 74137 / HR 3441) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,87.
Alcuéntrase a 212 años lluz del Sistema Solar.
Como munches estrelles del cielu nocherniegu, 9 Hydrae ye una xigante naranxa, siendo'l so tipu espectral K0IIICN.
Na mesma constelación d'Hidra, Alfard (α Hydrae), λ Hydrae, ν Hydrae y π Hydrae son tamién estrelles d'esta clase.
Les lletres «CN» nel tipu espectral de 9 Hydrae indiquen que, al igual que θ Herculis, ye una estrella rica en cianóxenu (CN), onde los elementos creaos nel so nucleu por fusión nuclear algamen la so superficie.
9 Hydrae tien una temperatura efectivo de 4688 ± 5 K y ye 49 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un diámetru 11 vegaes más grande qu'el diámetru solar, comparable al de la conocida Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más cercana al Sistema Solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 19 km/s.
Amuesa un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a +0,01.
Anque 9 Hydrae forma una estrella doble con BD-15 2554B, dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica.
9 Lacertae
9 Lacertae (9 Lac / HD 214454 / HR 8613) ye una estrella na constelación de Lacerta de magnitú aparente +4,65.
Ta asitiada a 172 años lluz de distancia del Sistema Solar.
9 Lacertae ye una subxigante blanca de tipu espectral A8IV.
El so estatus de subxigante implica que terminó la fusión del hidróxenu nel so nucleu, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les d'Asellus Tertius A (κ Bootis), α Pictoris o β Pavonis.
Tien una temperatura efectivo de 7261 K y una lluminosidá 31 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 2,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar,
rota a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 105 km/s; la so verdadera velocidá de rotación ye igual o mayor qu'esti valor, en función del enclín que tenga'l so exa de rotación respectu al observador terrestre.
9 Lacertae presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,20).
Frente a dellos elementos como oxíxenu, magnesiu, aluminiu y vanadiu, que la so bayura relativa ye comparable a la solar, otros presenten bayures que claramente difieren de los valores solares.
Neodimio, cinc y sobremanera cobaltu —11 vegaes más abondosa que nel Sol— amuesen valores bien percima de les solares; nel otru estremu, níquel, estronciu y zirconiu son deficitarios al respective de la nuesa estrella.
9 Pegasi
9 Pegasi (9 Peg / HD 206859 / HR 8313) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,34.
Alcuéntrase aprosimao a 923 años lluz del Sistema Solar.
9 Pegasi una superxigante mariella de tipu espectral G5Ib con una temperatura efectivo de 4910 ± 100 K.
A partir del valor del so diámetru angular, llográu de forma indirecta —2,57 milisegundos d'arcu—, puede envalorase el so radiu, resultando ser ésti 78 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 9,9 km/s.
Relluma con una lluminosidá 1100 vegaes mayor que la lluminosidá solar; a pesar d'esta elevada cifra, ye una superxigante «menor», lo que se reflexa na "b" del so tipu espectral.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye comparable a la del Sol ([Fe/H] = -0,03).
Anque la so masa envalorada ye de 7,1 ± 0,4 mases solares, nun ye lo suficientemente masiva pa rematar la so vida españando como una supernova.
Tien una edá averada de 43 millones d'años.
9 Pegasi ta catalogada como una posible estrella variable, pero la so variabilidá nun foi confirmada.
9 Sagittarii
9 Sagittarii (9 Sgr / HD 164794 / HR 6736) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +5,93. Ye miembru del cúmulu NGC 6530, envalorándose la so distancia en 5150 años lluz —1580 pársecs—; otres fontes asitiar entá más llueñe del Sistema Solar, a 5800 años lluz.
9 Sagittarii ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral O4V. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura efectivo de 43.000 K.
Extraordinariamente lluminosa, relluma con una lluminosidá equivalente a 770.000 soles.
Tien un radiu 16 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá; diversos estudios cifren la so velocidá de rotación ente 102 y 128 km/s.
Ye una estrella desaxeradamente nueva de namái 1,5 millones d'años d'edá, polo que, comparativamente, l'antigüedá del Sol ye 3000 vegaes mayor.
Magar davezu considerar una estrella simple, variaciones na velocidá radial de 9 Sagittarii suxurieron que podría ser binaria espectroscópica de llargu periodu. La hipotética estrella acompañante tendría de ser tamién de tipu O, y cuidao que nun pudo resolvese por interferometría de moteáu nun estudiu que detecta binaries separaes 0,0035 segundos d'arcu, supúnxose que la so separación ye menor; ello correspondería a una distancia real ente componentes inferior a 55 UA —considerando que s'atopara a 5150 años lluz—.
Asumiendo que la estrella primaria fuera de tipu O4V con una masa de 55 ~ mases solares, y el so acompañante sería de tipu O8V con una masa de 25 ~ mases solares, la llende cimera del periodu orbital, pa una órbita circular, sería de 45 años.
Nun artículu publicáu na edición de xunu de 2012 de la revista "Astronomy & Astrophysics" amuésase cómo se pudieron determinar finalmente los parámetros del sistema 9 Sagittarii per aciu midíes espectroscópicas realizaes mientres un periodu de tiempu bastante llargu. Acordies con l'estudiu, 9 Sagittarii ta formada por una estrella de tipu espectral O3.5V acompañada por otra de tipu espectral O5 o O5.5V 40%-50% menos brillosu que la primaria según el tipu espectral que tuviera, moviéndose los dos nuna órbita d'elevada escentricidá (0,7) que tarden 8,6 años en completar
90 Tauri
90 Tauri (90 Tau / c Tauri / HD 29388) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +4,27.
Ye miembru del cúmulu de les Híades y alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar.
90 Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A6V que la so temperatura efectivo ye de 8194 K.
A partir del so diámetru angular —0,58 ± 0,02 milisegundos d'arcu—, puede evaluase el so radiu, resultando ser ésti 2,9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 82 km/s.
Nun se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por 90 Tauri, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
Per otra parte, ye una estrella brillosa en rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 46 ×10 W. 
Tocantes a la so composición elemental, 90 Tauri tien una metalicidá comparable a la solar, con una bayura relativa de fierro casi igual a la del Sol ([Fe/H] = -0,03).
Oxíxenu, siliciu y calciu tamién presenten niveles cercanos a los solares pero bariu y sodiu son menos abondosos que na nuesa estrella ([Na/H] = -0,47).
Coles mesmes, 90 Tauri ye una binaria espectroscópica, implicando que los dos componentes tán tan próximes ente sigo, o tan alloñaes de la Tierra, que nun pueden ser resueltes visualmente.
93 Ceti
93 Ceti (93 Cet / HD 18883 / HR 190) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +5,62. Alcuéntrase, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (5,93 milisegundos d'arcu), a 550 años lluz del Sistema Solar.
93 Ceti ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B7V, bien similar a la componente principal de Regulus (α Leonis), anque ta unes siete veces más alloñada qu'ésta.
Con una temperatura efectivo de 12.800 K, la so lluminosidá ye 321 vegaes mayor que la solar.
El so radiu ye 3,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación proyeutada, 71 km/s, nun ye descomanadamente alta pa una estrella de les sos carauterístiques.
Tien una masa de 3,8 mases solares y cumplió yá 3/4 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
93 Ceti forma una estrella doble óptica con Menkar (α Ceti), de la que visualmente alcuéntrase separada 16 minutos d'arcu. Los dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes yá que Menkar alcuéntrase a la metá de distancia de nós.
94 Aquarii
94 Aquarii (94 Aqr) ye una estrella múltiple na constelación del Acuariu de magnitú aparente +5,19.
Alcuéntrase a una distancia de 69 años lluz del Sistema Solar, magar el erru en tala midida algama'l 5,2%.
Ye un sistema estelar triple, onde los dos componentes más próximes ente sí —94 Aquarii Aa y 94 Aquarii Ab, resueltes per aciu interferometría de moteáu— tienen una distante compañera a 13 segundos d'arcu, denominada 94 Aquarii B.
94 Aquarii Aa ye una subxigante mariella de tipu espectral G8.5IV, enantes catalogada como G5IV.
El so rellumu, 0,13 magnitúes percima del que correspondería a una estrella de la secuencia principal, correspuende a una lluminosidá 3,5 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una temperatura efectivo de 5488 ± 83 K y una masa d'aprosimao 1,29 mases solares.
El so radiu puede ser un 90% más grande qu'el radiu solar y completa una rotación en 42 díes.
Ye una estrella rica n'elementos pesaos que la so metalicidá ye un 41% más elevada que la solar ([Fe/H] = +0,15).
94 Aquarii Ab ye una nana naranxa que les sos carauterístiques nun son bien conocíes.
Con una temperatura de 4800 K aprosimao, la so masa envalorada ye un 9% menor que la del Sol.
Completa una órbita en redol a la subxigante cada 6,3 años (2291 díes).
94 Aquarii B ye tamién una nana naranxa de magnitú +6,97.
De tipu espectral K2V, tien una temperatura efectivo de 5136 ± 80 K.
El so periodu orbital alredor de la binaria Aa-Ab ye d'unos 3450 años.
El sistema tien una edá d'aprosimao 6250 millones d'años.
94 Ceti
94 Ceti (94 Cet) ye una estrella binaria asitiada na constelación de Cetus. Asitiada a una distancia de 73 años lluz del Sistema Solar, relluma con magnitú aparente +5,06.
La estrella primaria del sistema ye 94 Ceti A, nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura superficial de 6190 ± 45 K.
Tien una masa de 1,33 mases solares y ye 3,68 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye un 90% más grande que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Anque nun principiu pensóse que 94 Ceti A podía ser una binaria espectroscópica, en 2000 afayóse la esistencia d'un planeta xigante en redol a esta estrella.
94 Cet A tien una metalicidá —basada na so bayura relativa de fierro— un 61% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,207).
Los niveles d'otros elementos evaluaos son igualmente elevaos, destacando'l nivel de cobre, tres veces más altu que nel Sol.
94 Ceti B, una nana colorada de tipu M3V, ye la otra componente del sistema. Muncho más tenue que la so compañera, la so lluminosidá equival a pocu más del 1% de la lluminosidá solar.
La separación media ente les dos estrelles del sistema ye de 151 UA. Empleguen unos 1420 años en completar una vuelta a lo llargo de la so órbita, que la so escentricidá ye ε = 0,26.
La zona de habitabilidad en redol a 94 Ceti A asítiase a 2,11 UA de la estrella. El planeta estrasolar descubiertu, denomináu HD 19994 b o 94 Ceti b, orbita a 1,42 UA de la estrella y la so masa ye siquier un 68% mayor que la masa de Xúpiter. Paez improbable la esistencia d'un planeta terrestre na zona de habitabilidad pola presencia del planeta xigante, que la so órbita ye claramente escéntrica.
95 Herculis
95 Herculis (95 Her) ye una estrella binaria na constelación d'Hércules asitiada a 470 años lluz del Sistema Solar. La componente más brillosa, 95 Herculis A (HD 164669 / HR 6730), ye una xigante blanca de tipu espectral A5III y magnitú aparente +4,96, ente que 95 Hercules B (HD 164668 / HR 6729) ye una xigante mariella de tipu G8III y magnitú +5,18. La separación visual ente dambes ye de 6,3 segundos d'arcu.
95 Herculis A, la más caliente de los dos, tien una temperatura averada de 8000 K y una lluminosidá equivalente a 167 soles. El so tamañu, con un radiu 6,8 vegaes mayor qu'el radiu solar, nun ye tan grande dientro de les estrelles xigantes, y tien una masa de 2,8 mases solares. La so elevada velocidá de rotación de 233 km/s —siendo ésti'l llende inferior llevar a completar una vuelta en menos d'un día y mediu.
Anque visualmente menos brillosu que la so compañera, 95 Herculis B superar en lluminosidá cuando se considera la radiación infrarroxo emitida, siendo entós 194 vegaes más lluminosa que'l Sol. Tien un radiu 19,4 vegaes mayor que'l radiu solar. La so velocidá de rotación ye de namái 5,7 km/s, notablemente inferior al de 95 Herculis A, siendo'l so periodu de rotación igual o inferior a 170 díes. El so metalicidá ye menor que la solar, en redol a un 60% de la mesma. Con una masa de 3,2 mases solares, ye una estrella más evolucionada que la so compañera, envalorándose la edá del sistema en 500 millones d'años.
La separación real ente 95 Herculis A y 95 Herculis B ye de siquier 900 UA a la que, d'alcuerdu a les sos mases, correspuende un periodu orbital de más de 11.000 años. Arriendes d'ello, nun se pudo reparar movimientu orbital dalgunu.
99 Herculis
99 Herculis (99 Her / b Herculis) ye una estrella binaria na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,07.
Alcuéntrase a 51 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella primaria de 99 Herculis ye una nana mariella de tipu espectral F7V.
Tien una temperatura efectivo de 5918 - 5928 K y una lluminosidá llixeramente percima del doble de la lluminosidá solar.
Con un radiu aprosimao un 10% más grande qu'el del Sol, el so periodu de rotación ye de 9 díes.
Tien una metalicidá sensiblemente inferior a la solar, siendo'l conteníu relativo de fierro igual al 28% del reparáu nel Sol ([Fe/H] = -0,55). Esta mesmu enclín reparar nel conteníu d'elementos como sodiu, magnesiu, aluminiu y níquel.
La estrella secundaria, muncho menos estudiada, ye una nana naranxa de tipu K4V.
De magnitú aparente +8,9, el so radiu ye igual al 74% del radiu solar.
El so periodu orbital ye de 56,40 años y la escentricidá de la órbita ε ye igual a 0,75.
A1 (estrella)
A1 (NGC 3603 A1 / WR 43a) ye una estrella binaria na constelación de Carina de magnitú aparente +11,18. Xuntu a NGC 3603 B, ye la estrella visualmente más brillosa del cúmulu abiertu NGC 3603, asitiáu a unos 20.000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
A1 ye una binaria espectroscópica eclipsante que'l so espectru combináu correspuende al una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN6hai. Paez ser una estrella desaxeradamente lluminosa, más masiva qu'otres estrelles de tipu O3 esistentes en NGC 3603. Como tal, tien de contener una considerable cantidá de hidróxenu, a diferencia d'otres estrelles de Wolf-Rayet.
El periodu orbital del sistema ye de 3,7724 díes, amosando un doble eclís a lo llargo del so órbita circular. Los dos componentes son estrelles de llinies d'emisión, non necesariamente del mesmu tipu espectral. Combinando midíes espectroscópicas de velocidaes radiales coles de fotometría tomaes col Telescopiu espacial Hubble, un equipu de la Universidá de Montreal calculó que les componentes d'esti sistema binariu tán ente les estrelles más masives conocíes. La masa de la estrella principal ye de 116 ± 31 mases solares y la de la secundaria ye de 89 ± 16 mases solares.
A11 (estrella)
A11 (2MASS J20323154+4114082) ye una estrella na constelación del Cisne.
Ye miembru de Cygnus OB2, asociación estelar qu'alluga un gran númberu d'estrelles masives incluyendo una proporción significativa d'estrelles O y B de nuesa galaxa.
Esta asociación ta asitiada aprosimao a 1700 kilopársecs del Sistema Solar.
A11 ye una estrella caliente de 36.000 K de temperatura efectivo.
El so espectru indica que ye una estrella evolucionada, una superxigante azul de tipu espectral O7.5Ib-II(f).
Extraordinariamente lluminosa —400.000 vegaes más qu'el Sol—, tien un diámetru 15,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La edá de les estrelles de Cygnus OB2 envalórase en 2,5 millones d'años; piénsase que namái les estrelles de más de 35 mases solares abandonaron la secuencia principal —cuanto mayor ye la masa d'una estrella más rápida ye la so evolución—, siendo A11, con cerca de 40 mases solares, una d'elles.
A11 alcuéntrase bien próxima a la candidata a hiperxigante azul Cygnus OB2 12, no que paez ser la zona más escura de l'asociación.
Coles mesmes, suxurióse que puede ser l'equivalente ópticu de la fonte de rayos X 1Y 2023043+4103.9.
A36 (estrella)
A36 (GSC 03161-00815) ye una estrella binaria na constelación del Cisne.
Primeramente pensóse que yera miembru de la Asociación estelar Cygnus OB2, lo que la asitiaría a unos 1400 kilopársecs del Sistema Solar.
Darréu cuestionóse la so pertenencia a esta asociación y postuláronse dos explicaciones sobre la so estatus. A36 pue ser una estrella binaria fuxitiva —anque estos oxetos son raros— o a cencielles ye un sistema más alloñáu —pero nel mesmu campu de visión— que Cygnus OB2.
A36 ye una binaria masiva compuesta por una superxigante azul de tipu espectral B0 Ib y una xigante azul de tipu B0 III.
La primera tien una masa de siquier 19,8 mases solares, ente que la segunda ye siquier 13,8 vegaes más masiva qu'el Sol; la rellación de mases ente los dos componentes, "q", ye igual a 0,70.
El semiexe mayor de la órbita de la estrella más masiva ye de 15,6 radios solares —pocu más de 0,07 UA— polo que se piensa qu'una o los dos componentes enllenen los sos lóbulos de Roche, constituyendo probablemente una estrella binaria de contactu binaria de contactu.
Como cabo esperar cuando les componentes tán tan próximes ente sigo, A36 ye, amás, una binaria eclipsante.
AA Tauri
AA Tauri (AA Tau / GCRV 55202 / HBC 63) ye una estrella que s'atopa na constelación de Tauru a unos 450 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De magnitú aparente +12,82, AA Tauri tien tipu espectral M0V:y.
Ye una nueva estrella T Tauri, que la so edá ye de menos d'un millón d'años.
Adoptando una temperatura efectivo de 4000 K, la so masa equivaldría al 80% de la masa solar y la so lluminosidá al 80% de la que tien el Sol.
El so radiu ye un 85% más grande qu'el radiu solar y el so periodu de rotación ye de 8,4 díes. 
Ta clasificada como variable Orión, variando'l so rellumu ente magnitú +12,2 y +16,10.
Cola ayuda del Telescopiu Espacial Spitzer afayóse la esistencia d'un discu protoplanetariu alredor d'AA Tauri. Compuestu mayoritariamente por gas, detectóse la presencia de trés molécules orgániques nel material que forma'l discu: cianuru d'hidróxenu, acetilenu y dióxidu de carbonu, amás de vapor d'agua. Coles mesmes, la cantidá d'estos compuestos ye mayor nel discu que na nube molecular de gas interestelar a partir de la cual formóse el discu. Ello evidencia una química orgánica activa dientro del mesmu, formando estes molécules y aumentando el so conteníu.
Según el descubridores, el fechu d'atopar grandes cantidaes de cianuru d'hidrógeno —sustancia precursora na formación d'aminoácidos— nuna estrella qu'acaba de nacer, suxure que les posibilidaes de formación de molécules complexes rellacionaes con nuesa mesma bioloxía son enforma mayores de lo que s'imaxinaba.
AB Aurigae
AB Aurigae (AB Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. Alcuéntrase a 470 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AB Aurigae ye una estrella blanca de tipu espectral A0Ve con una lluminosidá 31 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye una estrella bien estudiada yá que ye considerada prototipu de les estrelles Herbig Ae, estrelles nueves de masa entemedio qu'entá nun entraron na secuencia principal. Asitiada na rexón de formación estelar de Taurus-Auriga, la so edá ta entendida ente 1 y 3 millones d'años. Arrodiada por una complexa combinación d'estructures de gas y polvu, AB Aurigae amuesa una serie fenómenos fascinantes, ente ellos una nebulosa de reflexón que s'estiende miles d'UA más allá de la estrella, según una rexón más compacta con forma d'aníu (ente 100 y 750 UA de la estrella) compuesta fundamentalmente de gas. Paez que'l discu interior de polvu tien un radiu esterior d'aprosimao 130 UA, dientro del cual esiste bien poca cantidá de gas.
L'aníu de polvu presenta un espaciu vacíu a 102 UA de AB Aurigae; ello, xuníu a la esistencia d'escamplaes dientro del aníu a menor distancia de la estrella, suxure la formación de siquier un oxetu pequeñu a una distancia orbital d'aprosimao 100 UA. Tamién se detectó un puntu fonte» na parte esterna del aníu, que'l so orixe puede ser una zona de mayor densidá causada pol acrecimientu sobre un compañeru invisible.
La magnitú aparente de AB Aurigae bazcuya de forma irregular ente +6,9 y +8,4, tando catalogada como una variable Orión.
AB Ceti
AB Ceti (AB Cet / HD 15144 / HR 710) ye un sistema estelar na constelación de Cetus de magnitú aparente +5,86.
Catalogada como estrella doble ADS 1849 al pie de BD-15 426B, piénsase que dambes estrelles formen una binaria amplia —non yá tienen el mesmu movimientu propiu— con un periodu bien llargu.
Distante 214 años lluz del Sistema Solar, ye posible que forme parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
AB Ceti ye, de la mesma, una espectroscópica con un periodu orbital de 2,998 díes. La componente principal, AB Ceti Aa, ye una estrella químicamente peculiar de tipu espectral A6Vsp con una temperatura efectivo de 8430 ~ K y una lluminosidá 13,5 vegaes mayor que la solar.
Tien una masa envalorada de 1,84 mases solares y el so radiu puede ser un 63% más grande qu'el del Sol.
Les llinies de estronciu nel so espectru son bien fuertes, siendo considerada una estrella «bien rica» en estronciu.
Piénsase que la componente menos brillosa del sistema, AB Ceti Ab, ye una nana blanca. El sistema emite rayos X duros moderadamente, que'l so orixe puede provenir d'esta componente. Asumiendo la masa y el radiu enantes citaos pa la componente Aa, al pie de una velocidá de rotación proyeutada de 10 km/s pa tala componente, la masa de la nana blanca sería de 0,62 mases solares, cerca del valor observacional más probable pa mases de nanes blanques.
La edá del sistema envalórase en ~ 425 millones d'años.
AB Doradus
AB Doradus (AB Dor / HD 36705 / HIP 25647) ye un sistema estelar que s'atopa a 48,7 años lluz na constelación austral de Doráu. La estrella principal ye una estrella acandilante, d'ende la denominación de variable «AB».
La estrella principal AB Doradus A, nana naranxa de tipu espectral K2V, tien una temperatura efectivo de 5100 ± 20 K.
La so lluminosidá equival al 43% de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 16% más pequeñu qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma muncho más apriesa que'l Sol, siendo la so velocidá de rotación de siquier 53 km/s.
El so periodu de rotación ye de namái 0,51 díes.
De resultes d'esto, tien un intensu campu magnéticu.
Midíes precises de la velocidá de rotación de la estrella nel so ecuador amosaron que dicha velocidá varia col tiempu debíu al efeuto de dichu riolo magnéticu.
Con una masa de 0,91 mases solares, tien una edá averada de 75 millones d'años.
AB Doradus B ye una nana colorada a 135 UA de la componente A. AB Doradus C ye una compañera bien próxima a la estrella principal, a namái 2,3 UA, con un periodu orbital de 11,75 años. Ye una de les estrelles conocíes con menor masa —93 vegaes la masa de Xúpiter—, mui cerca de la llende de 75 - 80 vegaes la masa de Xúpiter per debaxo del cual clasificárase como una nana marrón. La so lluminosidá ye namái una milésima de la del Sol.
El sistema da nome a la llamada Asociación estelar de AB Doradus, compuesta por unes 30 estrelles que se mueven na mesma dirección y tienen una edá similar.
Otros miembros d'esta asociación son AK Pictoris, PW Andromedae y LO Pegasi.
AB Pictoris
AB Pictoris (AB Pic / HD 44627 / HIP 30034) ye una estrella asitiada na constelación de Pictor. Ye una variable BY Draconis que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +9,21 y +9,35. En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar o nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.
AB Pictoris ye una nana naranxa de tipu espectral K2 V con una temperatura efectivo de 4875 K.
Con un diámetru daqué menor qu'el del Sol —el 88% del mesmu—, la so lluminosidá equival al 51% de la lluminosidá solar.
Ye una estrella probe en metales, con una metalicidá inferior a una cuarta parte de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,64).
Asitiada a 149 años lluz del Sistema Solar, ye miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium, que la so edá ye d'unos 30 millones d'años.
En 2005, un equipu del ESO llogró una imaxe de l'acompañante de AB Pictoris, AB Pictoris b. La so masa más probable asitiar ente 13 - 14 vegaes la masa de Xúpiter con una temperatura en redol a 2000 K. L'oxetu paez similar a GQ Lupi b anque más antiguu.
Cuidao que la distinción ente nana marrón y planeta xigante asitiar en 13,6 vegaes la masa de Xúpiter, l'acompañante descubierta asítiase xusto na llende ente dambes clases d'oxetos subestelares. Alcuéntrase abondo alloñada de la estrella principal —260 UA—, unes 9 vegaes la distancia ente Neptunu y el Sol, formando un sistema planetariu con unes carauterístiques úniques nel momentu del so descubrimientu.
AC Leporis
AC Leporis (AC Lep / HD 40745 / HR 2118) ye una estrella variable na constelación de la Llebre de magnitú aparente media +6,21. Alcuéntrase a 205 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AC Leporis ye una subxigante de tipu F2IV con una temperatura efectivo de 6840 ± 180 K.
Tien una lluminosidá 9,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye de 2,1 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 42 km/s; el verdaderu valor puede ser más altu dependiendo del enclín de la so exa al respective de la nuesa llinia de visión.
Amuesa una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = -0,00 ± 0,09).
Elementos como escandiu, titaniu, cromu y fierro son igual d'abondosos que nel Sol pero'l manganesu ye deficitariu al respective de la nuesa estrella.
Estes variables nun son bien conocíes y piénsase que la so variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie.
Amás de γ Doradus, prototipu del grupu, cabo citar d'ente elles a QW Puppis y V398 Aurigae.
Achernar
Achernar (Alfa Eridani / α Eri / HR 472 / HIP 7588) ye una estrella de primera magnitú (la del cielu nocherniegu) que configura l'estremu sur de la llarga constelación de Eridanus («El Ríu Erídanu»). Ye de color blancu azuláu y ye circumpolar dende llatitúes australes superiores a 32º 45' S (y, poro, nunca ye visible dende llatitúes boreales superiores a 32º 45' N). El so nome deriva del árabe "Al Ahir al Nahr", «el fin del ríu».
Alcuéntrase a unos 144 años lluz del Sol y la so magnitú aparente ye +0,45, polo que la so lluminosidá intrínseca ye unes 1076 vegaes la solar. Ye una estrella de bien rápida rotación, polo que la so forma ye considerablemente esnachada. Coles mesmes ye una variable de tipu Lambda Eridani.
Achird
Achird (Eta Cassiopeiae / η Cas), ye un sistema d'estrelles asitiáu na constelación de Cassiopeia.
La estrella principal del sistema, η, ye una nana mariella con una magnitú aparente de +3,45 de la clase espectral G3V. La so lluminosidá ye 1,3 vegaes superior a la del Sol, con un diámetru apenes un 15% superior al de la nuesa estrella, y namái 1,07 vegaes más masiva, tou lo cual facer bien similar a ella (que pertenez a la clase espectral G2V). Dellos autores pensaron que sería una binaria espectroscópica de 9 díes de periodu, pero ello yá foi refugáu.
La so compañera, η , ye una nana naranxa de la clase espectral K7V y magnitú aparente de +7,51. La so lluminosidá ye de 0,07 vegaes la solar, el so radiu de la metá del Sol, y tien 0,42 vegaes la masa del nuesu astru.
Los dos estrelles xiren alredor del so centru de mases nuna órbita de 480 años de periodu, y una separación media de 71 unidaes astronómiques, anque la elevada escentricidá orbital fai que tal separación varie ente 36 unidaes astronómiques y 107 unidaes astronómiques. 
El sistema Eta Cassiopeiae ta na llista d'estrelles asemeyaes al Sol que podríen tener planetes similares al nuesu y que van ser investigaos pol Terrestrial Planet Finder; sicasí, les busques de planetes estrasolares hasta la fecha nun atoparon nengunu, y la baxa metalicidá del sistema -apenes daqué más de la metá de la esistente nel nuesu Sol- fixo pensar que nun paeza bien probable qu'haya planetes ellí. 
Esisten amás seis componentes ópticos, qu'en realidá s'atopen a muncha mayor distancia que η y η .
Achird (Stars)
Eta Cassiopeiae (Solstation)
Acrab
Acrab (Beta Scorpii / β Sco) (del árabe "Al Aqrab", "l'alacrán"), nun ye, contrariamente a lo qu'indica la so denominación β, la segúnda estrella más brillosa de la constelación d'Escorpiu sinón la sesta.
Acrab ye en realidá un sistema quíntuple d'estrelles, nel que los sos dos principales integrantes (β y β) tán dixebraes por 13,7 segundos d'arcu, orbitando una alredor d'otra cada 16.000 años.
β tien de la mesma dos compañeres, la primera a una distancia d'unos 0,5 segundos d'arcu, y la segunda a namái 0,001 pársec y un periodu orbital de 6,8 díes lo que fai que β1 apaeza como una binaria espectroscópica
β ye coles mesmes una binaria espectroscópica asitiándose la so compañera a namái 0,1 pársec de distancia.
Ácrux
Ácrux (α Crucis) ye la decimocuarta estrella más brillosa del cielu con magnitú aparente +0,77.
Alcuéntrase a 325 años lluz del Sistema Solar en dirección de la constelación de la Cruz del Sur.
L'alliniación de les estrelles de la Cruz del Sur «γ-α» señala en dirección al Polu Sur Celeste —vease esfera celeste—; trazar imaxinaria d'una bisectriz de la llinia que xune α Centauri con Hadar (β Centauri) curtia a l'anterior llinia aprosimao sobre'l polu sur.
La Estrella Polar sur ye σ Octantis, conocida tamién como Polaris Australis.
Identificada como estrella doble por misioneros xesuites, Ácrux ta compuesta por dos estrelles blancu-azulaes, separaes 4 segundos d'arcu.
La más brillosa, denominada Alfa-1 Crucis (HD 108248 / HR 4730), ta catalogada como una subxigante de tipu espectral B0.5IV y magnitú 1,33, ente que la so compañera, Alfa-2 Crucis (HD 108249 /HR 4731), tien tipu B1V y magnitú 1,7 y entá s'atopa na secuencia principal.
Alfa-1 Crucis ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu de 75,86 díes.
La componente principal d'Alfa-1 Crucis tien una temperatura superficial de 30.000 K.
Los dos estrelles d'esti subsistema son, respectivamente, 25.000 y 7.000 vegaes más lluminoses qu'el Sol.
Alfa-2 Crucis tien una temperatura de 27.000 K y una lluminosidá aprosimao 20.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so masa ye unes 13 vegaes mayor que la masa solar.
La separación de la binaria Alfa-1 Crucis al respective de Alfa-2 Crucis ye de 400 UA —siendo ésti un valor mínimu— y el so periodu orbital ye de siquier 1300 años.
Pela so parte, la separación media ente los dos componentes d'Alfa-1 Crucis ye de namái 1 UA, pero la notable escentricidá de la so órbita fai qu'esta varie ente 0,5 y 1,5 UA.
A 90 segundos d'arcu en dirección SSO alcuéntrase otra estrella de magnitú 4,9 y tipu espectral B, visible con binoculares y denominada Alfa Crucis C. Anque aparentemente tien el mesmu movimientu propiu qu'Alfa-1 y Alfa-2 Crucis, esta estrella alcuéntrase a más del doble de distancia y polo tanto nun tien rellación física col par.
Acubens
Acubens (α Cnc / α Cancri / 65 Cancri) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Cáncer que'l so nome deriva de la palabra árabe الزبانى "Az-Zubana" que significa «pinza» -del cámbaru-. Sertan o Sartan son nomes utilizaos tamién pa designar a esti sistema. De magnitú aparente +4,25 ye namái la cuarta estrella más brillosa de Cáncer magar tener la denominación de Bayer "Alfa". Alcuéntrase a 174 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, Acubens A, ye de la mesma una estrella binaria —la duplicidá descubierta por tapecimientu pola Lluna— que les sos componentes tán dixebraes 0,1 segundos d'arcu. Los dos son estrelles prácticamente idéntiques, presumiblemente estrelles blanques de la secuencia principal de tipu Am; la "m" indica que son estrelles con llinies metáliques. Caúna de les estrelles ye 23 vegaes más lluminosa que'l Sol con una masa que dobla la masa solar.
A 11 segundos d'arcu, Acubens B puede vese como una estrella de magnitú 12. De la mesma ye un sistema binariu del que nada se sabe salvu'l so duplicidá. Si los dos componentes de Acubens B son iguales, pueden ser dos nanes coloraes tenues. Acubens A y Acubens B atópense dixebraes siquier 600 UA.
AD Bootis
AD Bootis (AD Boo / SAO 83421) ye una estrella de magnitú aparente +9,38
asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Alcuéntrase a 668 años lluz del Sistema Solar.
AD Bootis ye una binaria espectroscópica compuesta por dos estrelles blancu-marielles de la secuencia principal.
La componente más lluminosa, de tipu espectral F4V, tien una temperatura superficial de 6575 K.
Ye 4,4 vegaes más lluminosa qu'el Sol y la so masa ye un 41% mayor que la masa solar.
Con un radiu de 1,61 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 38 km/s.
El so acompañante, de tipu F8V, tien una temperatura de 6145 K.
Relluma con una lluminosidá un 90% mayor que la lluminosidá solar y ye un 21% más masiva que'l Sol.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 2,07 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable onde nel eclís primariu produzse una cayida de rellumu de 0,60 magnitúes.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,10) y la so edá envalórase en 1585 millones d'años.
AD Leonis
AD Leonis (GJ 388 / LHS 5167 / SAO 81292) ye una estrella cercana al Sistema Solar asitiada a daqué menos de 16 años lluz de distancia. Ye una nana colorada de tipu espectral M3V que'l so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +8,07 y +11.Alcuéntrase naconstelación de Lleo y nun ye visible a simple vista.
Con una lluminosidá 277 vegaes inferior a la del Sol, tien una temperatura efectivo de 3410 K.
El so radiu equival al 39% del radiu solar y la so masa ye tan solo el 42% de la masa solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye d'aprosimao 3 km/s.
AD Leonis una estrella acandilante, una de les más actives nel hemisferiu norte y una de les más estudiaes. En munchos aspeutos, les erupciones en AD Leonis asemeyar a les que tienen llugar nel Sol. Reparóse que les propiedaes de les emisiones de AD Leonis son notablemente similares ente sigo, inclusive en fogarales que la so morfoloxía evolutiva ye bien distinta. Esto suxure un mecanismu de calentamientu común y una estructura atmosférica que ye independiente de la evolución individual de cada erupción.
Les vecines más próximes a AD Leonis son tamién dos nanes coloraes, GJ 1116, a 5,6 años lluz, y Gliese 408, a 6,5 años lluz.
Al tar visualmente a 5 minutos d'arcu de Algieba (γ Leonis), AD Leonis recibió'l nome de Gamma Leonis C, magar nun ta gravitacionalmente xunida al sistema estelar Algieba, que ta 8 vegaes más alloñáu.
AD Persei
AD Persei (AD Per) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +7,99, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 884, al que tamién pertenecen RS Persei y FZ Persei.
Ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar ye incierta: un estudiu indica una distancia de 1690 pársecs (5510 años lluz) ente qu'otru asitia a AD Persei a 1905 pársecs (6215 años lluz).
AD Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M2.5Iab con una temperatura efectivo de 3720 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru 457 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Ello implica qu'el so radiu equival a 2,1 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Con una masa d'aprosimao 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 0,8 × 10 mases solares per añu.
Adoptando'l valor de [Fe/H] = -0,35 como índiz de metalicidá para NGC 884, reparóse que toles superxigantes del cúmulu tienen un sustancial escesu de sodiu.
Dichu escesu puede provenir de procesos internos, como la captura protónica en Ne, o d'un arriquecimientu del cúmulu anterior a la formación estelar.
Tamién se constató que la rellación C/C ye aprosimao igual a 13.
Otra manera, el conteníu de litiu ye bien variable nes distintes superxigantes del cúmulu, siendo'l valor de [Li/Fe] para AD Persei igual a -1,70, el más baxu ente toles estrelles estudiaes.
Catalogada como estrella variable semirregular SRC, el rellumu de AD Persei varia ente magnitú fotográfica +9,70 y +11,20, siendo'l so periodu de 362,5 díes.
Adhara
Adhara (Épsilon Canis Majoris / ε CMa / 21 Canis Majoris) ye una estrella na constelación Canis Major de magnitú aparente +1,51. Tien la designación Bayer «"Épsilon"», quinta lletra del alfabetu griegu, a pesar de ser la segunda más brillosa na so constelación y del cielu nocherniegu.
El nome tradicional de Adhara —dacuando escritu Adara o Adharaz— provién de la palabra árabe عذارى ‘aðāra’, «virxes». El so principal significáu ye «flor d'azahar», d'ende la so derivación a «virxes» por ser la flor representante de la pureza.
Ye conocida en China como 弧矢七, «la séptima estrella del arcu y la flecha».
Adhara ye una estrella binaria distante 405 años lluz del Sol. La estrella principal ye una superxigante azul o xigante lluminosa de tipu espectral
B2Iab.Tien una temperatura superficial de 21.900 K y tien una lluminosidá (radiación total) equivalente a 22.300 vegaes la del Sol. Si tuviera a la mesma alloña que Siriu (α Canis Majoris) tendría una magnitú aparente de -7 y veríase 7 vegaes más brillosa que'l planeta Venus. Esta estrella ye tamién unu d'el emisores conocíos de rayos ultravioleta más brillosos del cielu. La midida del so diámetru angular conduz a un radiu de 10,4 vegaes el radiu solar. Los sos parámetros de lluminosidá y temperatura dexen envalorar la so masa ente 11 y 12 vegaes la masa del Sol, lo que probablemente sía abondu por que nel futuru esplote como supernova.
La componente secundaria del sistema de Adhara, d'octava o novena magnitú, probablemente ye una estrella na llende ente los tipos A y F. Visualmente a 7 segundos d'arcu de Adhara A, la separación real con ella ye de, siquier, 900 unidaes astronómiques, siendo el so periodu orbital cimeru a los 7500 años. A pesar de la distancia angular relativamente amplia que les dixebra, les componentes namái pueden ser resueltes per aciu telescopiu, una y bones la estrella principal ye unes 250 vegaes más brillosa que la so compañera.
Fai unos 4.700.000 años, Adhara alcuéntrase a namái 34 años lluz del Sistema Solar, lo que la convertía na estrella más brillosa del cielu nocherniegu con una magnitú aparente de -3,99. Nenguna otra estrella foi tan brillosa de magar, nin nenguna va algamar de nuevu esti rellumu mientres, siquier, los próximos 5 millones d'años.
Adid Australis
Adid Australis ye'l nome de la estrella ε Persei (ε Per / 45 Persei), la cuarta más brillosa de la constelación de Perséu dempués de Mirfak (α Persei), Algol (β Persei) y Menkib (ζ Persei). La so magnitú aparente ye +2,90 y alcuéntrase a 540 años lluz del Sistema Solar.
Adid Australis ye una estrella múltiple que la so componente primaria, Adid Australis A, ye una caliente estrella azul de la secuencia principal.
De tipu espectral B0.5V, tien una temperatura superficial de 27.600 K. La so lluminosidá, teniendo en cuenta una importante proporción emitida como radiación ultravioleta, ye equivalente a 24.900 soles.
Dientro de la astronomía, ye conocida como una variable d'espectru» estrema; la forma de les sos llinies d'absorción varia rápido mientres periodos múltiples ente 2,27 y 8,46 hores, rellacionaos de la mesma con pequeñes fluctuaciones de rellumu. 
La so velocidá de rotación ye de siquier 134 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 2,6 díes; pela so parte, les oscilaciones nel espectru suxuren un periodu de 1,7 díes.
Les variaciones espectrales plantegen la posible presencia d'una compañera cercana con un periodu orbital de 14 díes.
Coles mesmes, Adid Australis A ta catalogada como variable Beta Cephei, bazcuyando'l so rellumu 0,12 magnitúes. Con una edá de menos de 10 millones d'años y una masa de 14 mases solares, nunos millones d'años va esplotar como una brillosa supernova.
Adid Australis B, de magnitú +7,59, alcuéntrase visualmente a a 10 segundos d'arcu de Adid Australis A. Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V, que la so separación cola componente A ye de siquier 1600 UA.
El periodu orbital d'esta binaria ye igual o mayor de 16.000 años.
ADS 16402
ADS 16402 (BD+37 4734 / SAO 72884) ye una estrella binaria asitiada a unos 450 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Lacerta. Nel añu 2006 afayóse un planeta estrasolar orbitando alredor d'una de les componentes, al reparase'l so tránsitu astronómicu. Detectar por primer vegada por un descensu del 0,6% nel rellumu de la mesma.
Los dos componentes del sistema, ADS 16402 A y ADS 16402 B, son nanes marielles de tipu espectral G0V similares al Sol. El rellumu de dambes ye paecíu, siendo los sos magnitúes aparentes +10,4 y +10,8.
Separaes visualmente 11 segundos d'arcu, la separación real ente dambes ye d'unes 1500 UA.
El so conteníu metálico paez ser cimeru a la solar nun 35%, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,13.
Alredor de la estrella secundaria —ADS 16402 B, tamién llamada HAT-P-1— afayóse un planeta, al que se llamó HAT-P-1b. Orbita a namái 0,05 UA de la estrella y ye un xigante gaseosu con un radiu 1,36 vegaes más grande que'l radiu de Xúpiter y una masa equivalente al 52% de la de Xúpiter. Con una densidá de 290 ± 30 kg/m ye unu de los planetes conocíos con menor densidá.
AE Aquarii
AE Aquarii (AE Aqr / HIP 101991 / GCRV 71273) ye una estrella variable na constelación d'Acuariu asitiada a 332 años lluz del Sistema Solar. Ye una estrella binaria interactuante, onde esisti tresferencia de masa ente los dos componentes, una nana blanca y una estrella naranxa; gas procedente d'ésta última cai n'espiral escontra la nana blanca y calezse, produciendo una emisión de rayos X blandos. De resultes, AE Aquarii ye una variable cataclísmica qu'esperimenta cambeos impredicibles nel so rellumu, que varia ente magnitú aparente +10,40 y +12,56. El periodu orbital del sistema ye de 9,89 hores.
En 2005 y 2006, observaciones llevaes a cabu col satélite Suzaku dieron a conocer que la nana blanca de AE Aquarii emite pulsos de rayos X duros a midida que xira sobre la so propia exa; estos pulsos coinciden col so periodu de rotación de 33 segundos. 
Esti comportamientu ye similar al del Pulsar del Cámbaru y el mecanismu que da orixe a los pulsos provién del fuerte campu magnéticu de la estrella compacta. Delles nanes blanques como AE Aquarii xiren bien rápido y tienen campos magnéticos millones de vegaes más fuertes qu'el de la Tierra. Piénsase qu'estos campos magnéticos prinden partícules cargaes que depués unvien al espaciu a velocidaes cercanes a la de la lluz. Cuando les partícules interactúan col campu magnéticu, irradien rayos X.
AE Aquarii constitúi'l primer casu onde una nana blanca pórtase como un púlsar.
Cuidao que los púlsares son conocíos como fontes de rayos cósmicos, el peculiar comportamientu de AE Aquarii suxure que les nanes blanques pueden contribuyir en gran midida a la creación de rayos cósmicos de baxa enerxía en nuesa galaxa.
AE Aurigae
AE Aurigae (AE Aur / HD 34078 / HR 1712 / HIP 24575) ye una estrella variable de la constelación d'Auriga, el cocheru. Alcuéntrase a unos 1450 años lluz de distancia.
AE Aurigae ye una estrella azul de tipu espectral 09.5Ve bien caliente, con una temperatura en redol a 33.000 K y una lluminosidá ente 26.000 y 33.000 vegaes la del Sol. La so edá envalórase en namái 2,7 millones d'años, polo que ye muncho más nuevu que'l Sol, que la so edá ye de 4600 millones d'años.
Bien masiva —la so masa ye siquier 17 vegaes mayor que la masa solar—, tien un radiu unes cinco veces más grande qu'el radiu solar.
La velocidá de rotación midida, inferior a 40 km/s, suxure que la so eje ten de tar aprosimao empobináu escontra nós.
El rellumu de AE Aurigae bazcuya de forma irregular ente magnitú aparente +5,4 y +6,1, tando catalogada como una variable Orión. Éstes son estrelles bien nueves y calientes que tán entrando na secuencia principal y suelen tar envolubraes en nebulosidad. Anguaño AE Aurigae alluma una nube de polvu y gas que ta travesando a gran velocidá y confier-y l'interesáu aspeutu de tar amburando.
AE Aurigae ye una de les estrelles conocíes como estrelles fuxitives, que percuerren a gran velocidá l'espaciu pol choque con otra estrella o la esplosión d'un sistema estelar. Nel casu de AE Aurigae, reparar que se dixebra a gran velocidá de Mu Columbae, y piénsase que dambes estrelles nacieron na Nebulosa de Orión y tánse dixebrando dende entós.
AE Fornacis
AE Fornacis (AE For) ye una estrella binaria na constelación de Fornax.
La so distancia al Sistema Solar ye de 103 años lluz.
AE Fornacis ye una binaria cercana formada por dos nanes naranxes de tipu espectral K7V.
Bien asemeyaes, pero non idéntiques, tienen una temperatura efectivo de 4100 y 4065 K respectivamente.
Nel so lluminosidá ye onde puede apreciase mayor diferencia, una y bones una d'elles ye'l doble de lluminosa que la otra.
La más lluminosa tien un radiu equivalente al 66% del radiu solar ente que la so compañera tien un radiu igual al 52% del que tien el Sol.
Créese que tienen igual masa, siendo ésta la metá de la masa solar.
El periodu orbital de AE Fornacis, bien curtiu, ye de namái 0,918 díes (22,03 hores).
L'enclín del planu orbital respectu al planu del cielu ye de 86,5º, polo que vemos dichu planu prácticamente de perfil.
Arriendes d'ello, ye una binaria eclipsante tipu Algol, siendo'l so magnitú aparente máxima +10,32.
El rellumu del sistema mengua 0,57 magnitúes mientres el eclís.
L'analís del periodu de AE Fornacis revela qu'ésti varia de forma cuasi-sinusoidal, variaciones que pueden debese a la presencia d'un tercer oxetu.
El periodu orbital d'esti cuerpu sería de 6,912 años aprosimao y tendría una masa mínimo 47 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, per debaxo de la llende estelar.
Por ello, si la órbita d'esti oxetu fuera coplanar cola de la binaria eclipsante, dichu oxetu sería una nana marrón.
AE Lyncis
AE Lyncis (AE Lyn) ye una estrella variable na constelación de Llobu cerval.
Magar tar en dicha constelación, recibe la denominación de Flamsteed 54 Camelopardalis.
La so magnitú aparente media ye +6,49 y alcuéntrase a 342 años lluz del Sistema Solar.
AE Lyncis ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son nanes marielles de tipu espectral conxuntu F8V.
La estrella primaria una temperatura efectivo de 6100 K y la so masa ye un 59% mayor que la masa solar.
Con un radiu 3,20 vegaes más grande qu'el del Sol, rota con una velocidá igual o mayor de 12,9 km/s.
La estrella secundaria, daqué más fría, tien una temperatura de 5400 K y una masa prácticamente igual a la de la so compañera.
Ye llixeramente mayor en tamañu que la so compañera —un 16% más grande— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16,4 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 10,12 díes, siendo la órbita relativamente escéntrica (ε = 0,11).
La so edá envalórase en 1200 millones d'años y presenta una metalicidá bien paecida a la solar ([Fe/H] = -0,01).
AF Draconis
AF Draconis (AF Dra / 73 Draconis / HD 196502 / HR 7879) ye una estrella variable na constelación del Dragón.
De magnitú aparente media +5,19, alcuéntrase a 417 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Clasificada de tipu espectral A0p, la lletra "p" indica que AF Draconis ye una estrella químicamente peculiar, una clase d'estrelles que presenten sobreabundancia de dellos elementos —estronciu, cromu y europiu nel casu de AF Draconis— ya intensos campos magnéticos. El campu magnéticu efectivu  de AF Draconis algama los 492 G.
La so temperatura efectivo foi envalorada en 8500 K, magar otra fonte alza tala cifra hasta los 8842 K, consecuencia de la dificultá d'evaluar esti parámetru nesta clase d'estrelles.
Con un radiu 4,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, el so periodu de rotación ye de 20,3 díes.
Relluma con una lluminosidá 120 vegaes mayor que la del Sol y ye 2,87 vegaes más masiva qu'ésti.
Evidencia un conteníu relativo de fierro manifiestamente cimeru al del Sol ([Fe/H] = +0,28).
La so edá envalórase en 370 millones d'años y ta a puntu de concluyir la fusión nuclear de hidróxenu nel so nucleu.
AF Leporis
AF Leporis (AF Lep / HD 35850 / HR 1817) ye una estrella de magnitú aparente +6,31 na constelación de Lepus, la llebre.
Alcuéntrase a 87 años lluz del Sistema Solar y ye miembru de la Asociación estelar de Beta Pictoris.
AF Leporis ye una nana mariella de tipu espectral F7V que la so temperatura superficial ye de 6047 K —6280 K según otru estudiu—.
Un 77% más lluminosa qu'el Sol, la so masa envalórase en 1,27 mases solares.
Tien un radiu un 22% más grande qu'el radiu solar —siendo este un valor envaloráu— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 52,6 km/s.
AF Leporis ta catalogada como variable RS Canum Venaticorum y, como correspuende a esta clase de variables, ye posible que sía una estrella binaria.
AG Carinae
AG Carinae (AG Car / HD 949101) ye una estrella variable na constelación austral de Carina. Anque ye una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea, la gran distancia que nos dixebra d'ella —aprosimao unos 6 kilopársecs o 19.600 años lluz— y el polvu interestelar que la lluz atopa nel so percorríu fai que nun sía visible a simple vista.
AG Carinae ye una variable lluminosa azul de tipu espectral B2.
Esta clase d'estrelles son bien pocu frecuentes en nuesa galaxa y AG Carinae ye una de les más conocíes.
Aparentemente la estrella ta nuna fase de rápida transición ente una superxigante azul de tipu espectral O y una estrella de Wolf-Rayet.
Con una lluminosidá un millón de vegaes superior a la del Sol, tien una masa de 50 mases solares.
La so temperatura superficial ye variable; ente 1985 y 1990 yera de 22.800 K, ente que en 2000-2001 baxó hasta 17.000 K.
En dambes dómines tamién se repararon variaciones tantu na velocidá del vientu estelar como nel ritmu de perda de masa estelar; ésti pasó de 1,5 × 10 mases solares per añu en 1985-1990 a 3,7 × 10 mases solares per añu en 2000-2001.
Tocantes a la composición química, la superficie estelar de AG Carinae amuesa, per una parte, «sobreabundancia» de heliu, nitróxenu y sodiu, y, por otra, baxos conteníos relativos de hidróxenu, carbonu y oxíxenu, indicando la presencia de material proveniente del ciclu CNO.
AG Carinae amuesa variabilidá fotométrica, espectroscópica y polarimétrica n'escales de tiempu que van de díes a décades.
D'alcuerdu al Xeneral Catalogue of Variable Stars (GCVS), el so rellumu varia de forma irregular ente magnitú aparente +7,1 y +9,0.
En banda V reparáronse fluctuaciones de 2,5 magnitúes en periodos de 5-10 años, atribuyíes a variabilidá de tipu S Doradus.
Tocantes a la so variabilidá espectroscópica, mientres los mínimos na curva de lluz, AG Carinae ye relativamente caliente y tien tipu espectral WN11.
Nos máximos de la curva de lluz, la estrella ye más fría y el so espectru recuerda al d'una hiperxigante de tipu A.
Nun se sabe con certeza si la nebulosa foi creada nun única erupción xigante nesa dómina o si parte d'ella formóse n'episodios anteriores.
La nebulosa tien una enorme cantidá de polvu —que la so masa ye de 2,5 mases solares— con una temperatura envalorada ente 76 y 99 K; l'escesu nel infrarroxu llonxanu suxure la presencia de grandes granos de 1 μm.
AG Draconis
AG Draconis (AG Dra / HIP 78512) ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente +9,75.
Alcuéntrase bien alloñada, a una distancia imprecisa de 2500 pársecs o 8150 años lluz del Sistema Solar.
Estes estrelles son binaries que les sos componentes —una xigante colorada y de normal una nana blanca— tópense arrodiaes por una nebulosidad que provién de la estrella xigante.
La componente fría de AG Draconis ye una xigante de tipu espectral K3III.
Tien una lluminosidá 2600 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye aprosimao 38 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Créese qu'el so periodu de rotación ye de 1160 díes y nun paez tar sincronizáu col periodu orbital.
La so masa puede ser un 50% mayor que la masa solar.
La componente caliente ye una nana blanca con una masa inferior a 0,6 mases solares y un radiu aprosimao igual al 6% del radiu solar.
La distancia ente les dos estrelles ye de 1,7 UA y el periodu orbital del sistema ye de 554 díes.
L'enclín del planu orbital ye pequeña —ente 30º y 45º— y de fechu la nana blanca nun aportar# a clisada pola xigante.
AG Draconis evidencia una metalicidá bien baxa ([Fe/H] = -1,3), equivalente a namá'l 5% de la solar.
Esto, xuníu a la so alta velocidá espacial —148 km/s— según a la so llatitú galáctica, fai que sía considerada una estrella de halo.
L'analís la curva de lluz histórica de AG Draconis, disponible dende 1890, dexa reparar que mientres los 31 primeros años el rellumu de la estrella nun sufrió fluctuaciones de más de 0,1 magnitúes.
Alredor del añu 1922, el so rellumu en quiescencia aumentó 0,29 magnitúes, empezando una serie d'oscilaciones con una amplitú de 1 - 2 magnitúes y una duración típica de 100 a 200 díes.
Los españíos arrexúntase en seis trupos conxuntos, cada unu d'ellos d'unos 1500 díes de duración, bien separaos ente sigo con una periodicidá de casi 5300 díes.
Mientres los españíos, el rellumu multiplícase «namá» por cinco, probablemente por cuenta de la ausencia d'elementos pesaos.
Na seronda de 2007 el rellumu de AG Draconis aumentó hasta magnitú +8,98 mientres un españíu.
Piénsase que los españíos del sistema son provocaos por tresferencia de masa dende l'atmósfera de la xigante a la redolada de la nana blanca. La modulación na tresferencia de masa del sistema ye un efectu combináu d'un campu magnéticu dipolar de la xigante y de les marees inducíes na so atmósfera pola so compacta compañeru.
Per otra parte, les pulsaciones de la xigante provoquen la eyección d'envoltures de polvu. Los choques d'estes envoltures col vientu estelar de l'acompañante caliente dan llugar a los socesivos picos mientres les fases actives. Esto rellaciónase cola composición del gas y polvu de la nebulosa de choque.
Los analises revelen emprobecimientu de carbonu, oxíxenu, nitróxenu y magnesiu, concretamente'l carbonu tópase aprobetáu nun factor de diez.
Estos elementos son atrapaos en granos de polvu (silicatos y grafitu) y/o molécules diatómicas como CO, CN o CS.
A lo último, cabo reseñar que AG Draconis ye la estrella simbiótica más brillosa na rexón de rayos X.
AG Persei
AG Persei (AG Per / HD 25833) ye un sistema estelar variable de magnitú aparente media +6,69 asitiáu na constelación de Perséu.
Alcuéntrase a 1105 ± 65 años lluz del Sistema Solar.
La componente más brillosa d'esti sistema ye una binaria espectroscópica formada por dos estrelles blancu-azulaes de la secuencia principal de tipu espectral B3.4V y B3.5V.
La primera d'elles tien una temperatura efectivo de 18.200 K y ye 883 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de 5,35 mases solares y un radiu 3,0 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 94 km/s.
La estrella B3.5V ye llixeramente menos caliente, siendo la so temperatura superficial de 17.400 K.
Relluma con una lluminosidá 558 vegaes mayor que la lluminosidá solar —equivalente al 63% de la de la so compañera— y ye 4,89 vegaes más masiva que'l Sol.
El so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación ye igual o superior a 70 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 2,0287 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable; tantu nel eclís primariu como nel secundariu, el descensu de rellumu ye de 0,31 magnitúes.
La binaria eclipsante ta acompañada por una componente adicional que la so naturaleza nun ye bien conocida.
Con una masa 3,47 vegaes mayor que la del Sol, completa una órbita en redol a la binaria cada 1168 años.
El sistema estelar AG Persei tien una edá de cuatro millones d'años.
AH Cephei
AH Cephei (AH Cep / HD 216014 / HIP 112562 / SAO 20247) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,88.
Alcuéntrase a 2240 años lluz del Sistema Solar —magar l'erru na distancia supera'l 10%— en dirección a la constelación de Cepheus.
AH Cephei ye una binaria eclipsante formada por dos estrelles calientes y masives, dambes de tipu espectral B0.5Vn.
Bien asemeyaes, pero non idéntiques, la componente principal tien una temperatura efectivo de 29.900 K y ye 28.900 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de 15,3 mases solares y un radiu 6,3 vegaes más grande qu'el del Sol.
La estrella acompañante tien una temperatura de 28.600 K y ye llixeramente menos lluminosa, pero 20,500 vegaes más que'l Sol.
La so masa ye de 13,4 mases solares y el so radiu ye 5,8 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Dambes xiren rápido sobre sigo mesmes con una velocidá de rotación proyeutada de 185 km/s.
El periodu orbital del sistema ye de 1,7747 díes. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,29 magnitúes y nel eclís secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,25 magnitúes.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,09 UA, siendo ésta circular.
Nun esiste intercambiu de materia ente componentes, polo que nun ye una binaria de contactu.
AH Leporis
AH Leporis (AH Lep) ye una estrella na constelación de Lepus —la llebre— de magnitú aparente +8,45.
Nun ye observable a simple vista, pero con un pequeñu telescopiu puede alcontrar dos graos y mediu al norte de Arneb (α Leporis).
AH Leporis ye una nana mariella de tipu espectral G3V.
Tien una temperatura superficial de 5821 K y la so masa ye apenes un 2% mayor que la masa solar.
A diferencia del Sol, ye un «rotor» rápidu, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s, más de 10 vegaes superior a la solar.
Presenta un conteníu metálico inferior al del Sol nun 20% ([Fe/H] = -0,10).
La so bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,3), anque cimeru a la del Sol, correspuende a la bayura cósmica d'esti metal.
Ye una estrella lluminosa na rexón de rayos X del espectru.
Tocantes a la so edá, ésta tópase entendida dientro l'ampliu marxe que va dende los 1700 a los 9000 millones d'años, siendo la más probable 6800 millones d'años.
AH Leporis ye una variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,04 magnitúes con un periodu de 1,31 díes.
Ye miembru, al igual que les asemeyaes AK Pictoris y EK Draconis, de l'Asociación Local o Grupu de movimientu de les Pléyades.
Alcuéntrase a una incierta distancia de 113 ± 39 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AI Comae Berenices
AI Comae Berenices (AI Com / 17 Comae Berenices / HD 108662) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,24 asitiada na constelación de Coma Berenices. 
Alcuéntrase a 270 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AI Comae Berenices ye una estrella blanca de tipu espectral A0p, clasificada tamién como subxigante A1IVp. Tien una temperatura efectivo de 10.330 K y relluma con una lluminosidá 66 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa ye 2,6 vegaes mayor que la del Sol y tien una edá envalorada de 263 millones d'años.
Con un radiu aprosimao 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 18 km/s.
AI Comae Berenices ye una estrella químicamente peculiar que presenta conteníos anómalos de metales —en concretu de estronciu, cromu y europiu— na so superficie.
Ta clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum —Alioth (ε Ursae Majoris) y Alpheratz (α Andromedae) son les representantes más brilloses d'esta clase— y como variable Delta Scuti.
AI Velorum
AI Velorum (AI Vel / HD 69213 / HIP 40330) ye una estrella variable na constelación de Vela, la vela del Argo Navis, asitiada 2,8º al nor-nordés de g Velorum. De magnitú aparente media +6,56, alcuéntrase a 328 años lluz de distancia de la Tierra.
AI Velorum ye una subxigante o estrella de la secuencia principal blanca de tipu espectral A9IV/V. Con una temperatura de 7960 K, ye 22 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo'l so radiu 2,5 vegaes mayor qu'el radiu solar. Descubierta en 1931 por Ejnar Hertzsprung, primeramente foi catalogada como variable RR Lyrae, pero llueu se repararon peculiaridaes decididamente insólites que la estremaben d'esti grupu de variables. M. S. Bessell en 1969 introdució la denominación d'estrelles variables AI Velorum p'aquelles variables Delta Scuti que la so amplitú de variación yera cimera a 0,3 magnitúes. Anguaño ye'l prototipu d'esta clase de variables.
El rellumu de AI Velorum bazcuya ente magnitú +6,15 y +6,76 a lo llargo d'un periodu de 0,11157 díes. Sicasí, les sos curves de lluz amuesen ciertes traces inusuales y daqué esconcertantes; dellos máximos son el doble d'alto qu'otros, y un máximu bien eleváu puede dir siguíu d'otru bien pequeñu. Coles mesmes, la so velocidá radial ye variable ente 0 y 40 km/s. Tou ello evidencia un casu de pulsaciones con dellos periodos superpuestos. Asina, xuntu al periodu principal esisten periodos secundarios de 46, 64 y 124 minutos, de manera que cuando la interferencia ente los múltiples periodos ye constructiva'l rellumu de la estrella aumenta en casi 1 magnitú, y cuando ésta ye destructiva l'aumentu supón namái una pequeña fracción de magnitú.
Ain (estrella)
Ain (ε Tau / ε Tauri / 74 Tauri) ye una estrella asitiada na constelación de Tauru que pertenez al cúmulu abiertu de les Híades. Tamién ye conocida como Oculus Borealus, que significa'l güeyu». La so magnitú aparente ye +3,53.
Asitiada a 155 años lluz del Sistema Solar, Ain pertenez al tipu espectral G9.5III y ye una de los cuatro xigantes naranxes de les Híades, siendo les otres Hyadum I (γ Tauri), Hyadum II (δ Tauri) y θ Tauri. Tien una lluminosidá de 73 soles y el so radiu ye 13 vegaes mayor qu'el radiu solar. La temperatura superficial d'esta estrella algama los 4925 K. Al igual qu'otres estrelles del cúmulu, el conteníu de metales de Ain ye un 40% mayor que nel Sol. La so masa, unes 2,7 vegaes la masa solar, dexa envalorar la so edá según la del conxuntu de les Híades nunos 650 millones d'años.
En 2007 afayóse un planeta estrasolar masivu orbitando en redol a Ain. El planeta completa'l so órbita —hasta ciertu puntu escéntrica— cada 1,6 años. Foi'l primer planeta descubiertu nuna estrella d'un cúmulu abiertu. Xuntu a Pólux (β Geminorum) ye una de los dos xigantes visualmente brilloses onde se conoz la esistencia de planetes.
AK Pictoris
AK Pictoris (AK Pic / GJ 3400) ye un sistema estelar na constelación de Pictor de magnitú aparente +6,18.
Alcuéntrase a 69 años lluz del Sistema Solar y ye miembru de la nueva Asociación estelar de AB Doradus. 
La componente principal del sistema, GJ 3400 A, ye una nana mariella de tipu espectral G2V con una temperatura superficial de 5740 - 5768 K.
Relluma con una lluminosidá cimera nun 45% a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 30% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 17,6 km/s. El so periodu de rotación ye de 2,60 díes, equivalente a 1/10 del que tien el Sol.
Tien una masa igual a la masa solar y ye una estrella bien nueva; una fonte otorgar una edá de 26 millones d'años —1/180 parte de la edá del nuesu Sol—, ente qu'otra, tomando como referencia la so pertenencia a l'Asociación estelar AB Doradus, alza esta cifra hasta los 75 millones d'años.
Presenta una metalicidá inferior a la solar nun 40% pero la so bayura de litiu ye notablemente cimeru a la solar (log[Li] = 3,16).
Detectóse escesu na emisión infrarroxa a 24 μm procedente de la estrella, lo que suxure la presencia d'un discu circumestelar de polvu. 
La componente secundaria del sistema, GJ 3400 B, ta separada visualmente de la primaria 0,30 segundos d'arcu.
Ye una nana naranxa de tipu inciertu ente K3 y K7 que orbita a 6,4 UA de la so compañera.
Amás, la estrella primaria pue ser, de la mesma, una binaria espectroscópica.
Ye brillosu na rexón de rayos X, tando incluyida ente los cien estrelles más brilloses en dicha rexón del espectru distantes menos de 50 pársecs del Sistema Solar.
Catalogada como variable de tipu BY Draconis, el so rellumu fluctúa 0,05 magnitúes nun periodu igual al so periodu de rotación.
Al Giedi
Al Giedi (α Cap / α Capricorni) ye una estrella doble óptica asitiada na constelación de Capricorniu, el so nome provién del árabe الجديّ "al-jadiyy" y signifca "la cabra" o n'otra acepción, "el mozu".
La componente principal denominada α1 Capricorni ye conocida como "Prima Giedi" y ye en realidá una estrella binaria formada por una superxigante mariella y una estrella d'octava magnitú s 0,65 segundos d'arcu de distancia.
La componente secundaria α2 Capricorni o "Secunda Giedi" alcuéntrase a 0,11 graos de α1 Capricorni, polo que ye xebrable a güeyu, y ye una xigante mariella.
Al Kalb al Rai
Al Kalb al Rai (ρ Cephei / ρ Cephei / 29 Cephei) ye una estrella de magnitú aparente +5,45 asitiada na constelación boreal de Cepheus.
Asitiada a una distancia de 237 años lluz del Sistema Solar, Al Kalb al Rai ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V. Asemeyáu a munches otres d'esti tipu visibles nel cielu nocherniegu —tales como Denébola (β Leonis), Megrez (δ Ursae Majoris) o Heze (ζ Virginis)— tien una temperatura superficial averada de 8400 K.
Anque, al igual que'l Sol, ye una estrella de la secuencia principal —la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu en heliu—, relluma con una lluminosidá 34 vegaes superior al de la nuesa estrella.
La so velocidá de rotación, igual o superior a 133 km/s, ye unes 66 vegaes más alta que la del Sol pero comparable a la d'otres estrelles de carauterístiques allegaes.
Al Kaphrah
Al Kaphrah, El Kophrah o Al Kafzah son distintos nomes polos que ye conocida la estrella Ji Ursae Majoris o Chi Ursae Majoris (χ UMa / 63 Ursae Majoris). Asitiada na constelación del sietestrellu —nel pie delanteru derechu de la osa—, tien magnitú aparente +3,71 y alcuéntrase a 196 años lluz del Sistema Solar.
Ye Al Kaphrah una xigante naranxa de tipu espectral K0.5IIIb con una temperatura superficial de 4415 K. Relluma con una lluminosidá 172 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu, calculáu a partir de la midida del so diámetru angular per aciu interferometría, ye 22,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
Como tantes otres xigantes, ye una estrella de lenta rotación, xirando a una velocidá de 1,15 km/s. Esta cifra tien de ser considerada como una llende inferior —el valor real depende del enclín del so exa de rotación, que nun se conoz—, implicando un periodu de rotación de casi 1000 díes.
La masa d'A'l Kaphrah ye'l doble de la masa solar y, con una edá de siquier 1000 millones d'años, empezó la so andadura na secuencia principal como una estrella caliente de tipu B.
Nun se sabe con certidume'l puntu exautu nel que s'atopa a lo llargo del so evolución; sicasí, a diferencia de la mayor parte de les xigantes de tipu K —como Dubhe (α Ursae Majoris), tamién na sietestrellu—, nun ye una estrella que funda heliu nel so interior.
La so baxa metalicidá —tien una bayura relativa de fierro equivalente al 37% del valor solar— según la so alta velocidá relativa respectu al Sol —44 km/s, unos trés vegaes superior al valor normal—, suxuren que ye una visitante d'otra rexón de la Vía Lláctea.
Al Minliar al Rustíi
Al Minliar al Asad (κ Lleo / κ Leonis / 1 Leonis) ye un sistema estelar na constelación de Lleo.
Debe'l so nome al astrónomu persa Ulugh Beg y el so significáu ye «la ñariz del lleón».
Alcuéntrase a 201 años lluz del Sistema Solar.
Al Minliar al Asad ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4375 K.
95 vegaes más lluminosa que nuesu Sol, tien un diámetru 17 vegaes más grane qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 1,9 km/s, lo que da llugar a un periodu de rotación de 400 díes —siendo ésti un valor máximu—.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cercana a la solar.
Con aprosimao'l doble de la masa solar, nun se conoz con exactitú en qué estáu evolutivu alcuéntrase anguaño.
Visualmente esisten dos estrelles, denominaes Kappa Leonis B y Kappa Leonis C, respectivamente a 2,4 y 149 segundos d'arcu d'A'l Minliar al Asad.
Anque la segunda nun ta gravitacionalmente xunida a ella, Kappa Leonis B sí forma verdaderu un sistema binariu.
De magnitú +9,7 —que correspuende a una estrella análoga al Sol— ta dixebrada siquier 150 UA del so brillosu compañera.
Al Minliar al Shuja
Al Minliar al Shuja (σ Hydrae / σ Hya / 5 Hydrae) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,44.
El so nome, en árabe «la ñariz de la hidra», indica la so posición na cabeza de la hidra; Minchir y Minchar, nomes tamién utilizaos pa designar a esta estrella, provienen del mesmu raigañu árabe.
Alcuéntrase a 353 años lluz del Sistema Solar.
Al Minliar al Shuja ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura efectivo de 4489 ~ K.
Tien un diámetru 34 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu —2,25 milisegundos d'arcu—.
La so lluminosidá ye unes 166 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Al Minliar al Shuja tien una metalicidá mayor que la del Sol, con una bayura relativa de fierro ente un 30 y un 40% superior a la solar.
En rellación a esti últimu elementu, les bayures de sodiu y siliciu son mayores que nel Sol, ente que pal calciu reparar un enclín inversu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,95 km/s.
Al Nair
Al Nair (α Gruis / α Gru) ye la estrella más brillosa de la constelación de Grus, «la grulla», con magnitú aparente +1,73. El so nome provién del árabe النائر ("an-nayyir"), y significa «la brillosa». En China yera conocida como Ke.
Al Nair ye una subxigante blancu-azulada caliente de tipu espectral B7IV, que la so temperatura efectivo ye de 13.500 K. Ye tan lluminosa como 380 soles —incluyendo la radiación emitida na rexón del ultravioleta— y tien un radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular, 3,3 vegaes más grande qu'el la solar.
Como otres estrelles del so tipu, rota a gran velocidá, 120 vegaes más apriesa qu'el Sol. La so velocidá de rotación ye de, siquier, 236 km/s, completando un xiru en menos d'un día.
Tocantes a el so estáu evolutivu, ta cerca de concluyir la fusión nuclear del so hidróxenu internu anque quiciabes algamara yá dichu puntu.
Otra manera ye una estrella «bien normal», tantu que-y la considera como'l prototipu de la so clase. Cuidao que tien un espectru simple con poques línea d'absorción producíes polos átomos de la so atmósfera, utilizar como «fondu» pa estudiar el gas interestelar.
Alcuéntrase a 101 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Al Niyat
Al Niyat (σ Sco / σ Scorpii / 20 Scorpii) ye una estrella na constelación d'Escorpiu, el escorpión, de magnitú aparente +2,90. El so nome vien del árabe النياط "an-niyāţ", y significa «les arteries» (del escorpión), en referencia a les dos estrelles que flanqueen a Antares (α Scorpii) —el corazón del escorpión—, σ Scorpii y τ Scorpii.
Al Niyat forma un sistema estelar cuádruple. Los dos estrelles principales son dos estrelles calientes, una estrella azul del raru tipu espectral O9V y una xigante azul de tipu B2III, siendo'l periodu orbital de 33 díes. Cuidao que la distancia del sistema nun ye bien conocida (envalórase que ta a 735 años lluz de distancia, pero con un erru de ± 134) y asumiendo que la lluminosidá de dambes estrelles puede ser similar, caúna d'elles puede rellumar como 30.000 soles aprosimao, una vegada considerada la radiación ultravioleta qu'emiten. Piénsase que la xigante azul B2 ye una variable Beta Cephei, que fai que la so magnitú aparente varie casi imperceptiblemente ente +2,86 y +2,94 nun periodu de daqué menos de 6 hores.
Visualmente a mediu segundu d'arcu, que correspuende a una distancia real de siquier 120 UA, esiste una tercer estrella de magnitú aparente +5,2 denominada Al Niyat C. El so periodu orbital alredor del par interior ye de más de 100 años. Paez que ye una estrella de tipu espectral B.
A una distancia entá mayor, a 20 segundos d'arcu y más de 4500 UA, puede apreciase una cuarta estrella, Al Niyat B. Ye tamién una estrella azul de la secuencia principal anque daqué más fría que les otres y clasificada como B9. La so magnitú aparente ye +8,7.
Al Thalimain
Al Thalimain ye un nome utilizáu pa designar a dos estrelles distintes de la constelación d'Aquila:
Al Thalimain Posterior
Al Thalimain Posterior (ι Aquilae / ι Aql / 41 Aquilae) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +4,35. Comparte'l nome de Al Thalimain con λ Aquilae a pesar de que la separación visual ente dambes ye de 8º. El nome, proveniente de l'antigua tradición árabe, procede del términu الثالمين "ath-thalīmain", que'l so significáu ye «los dos avestruces». La palabra "Posterior" utilizóse pa indicar que nel so movimientu aparente al traviés del cielu ι Aquilae sigue a λ Aquilae. 
Asitiada a 307 años lluz del Sistema Solar, Al Thalimain Posterior apaez catalogada como una xigante azul de tipu espectral B5III. Con una temperatura superficial de 14.020 K, relluma con una lluminosidá 445 vegaes superior a la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de 73 km/s —siendo ésti una llende inferior, una y bones lo que se repara ye la velocidá proyeutada—, completando un xiru en menos de 2,5 díes. El so diámetru y la so masa son, respectivamente, 3,6 y 4,3 vegaes mayores que los del Sol; esti últimu parámetru amuesa qu'A'l Thalimain Posterior nun ye en realidá una estrella xigante sinón una estrella que la so enerxía provién de la fusión del so hidróxenu internu, con una edá averada de namái 140 millones d'años.
Clasificada como una estrella doble, Al Thalimain Posterior tien una compañera visual de magnitú 13 separada 43 segundos d'arcu. La so velocidá de separación ye, sicasí, demasiao grande por que constituyan un verdaderu sistema binariu.
Al Thalimain Prior
Al Thalimain Prior (λ Aquilae / λ Aql / 16 Aquilae) ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +3,42.
λ Aquilae comparte'l nome de Al Thalimain con ι Aquilae. Dichu términu provién del árabe الثالمين, "ath-thalīmain", que'l so significáu ye «los Dos Avestruces». La palabra «"Prior"» utilizóse pa indicar que λ Aquilae preciede a ι Aquilae nel so movimientu al traviés del cielu.
Coles mesmes, esta estrella yera conocida na astronomía china, xuntu a 14 Aquilae, 15 Aquilae y otres estrelles de la vecina constelación de Scutum, como Tseen Peen, «el Cascu Celestial».
Asitiada a 125 años lluz del Sistema Solar, Al Thalimain Prior ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9Vn. Con una temperatura superficial de 11.500 K, relluma con una lluminosidá —incluyendo la radiación emitida nel ultravioleta— 84 vegaes superior a la lluminosidá solar. El so diámetru y la so masa son, respectivamente, 2,3 y 2,8 vegaes mayores que los del Sol. La so velocidá de rotación ye de 133 km/s —siendo ésti una llende inferior, una y bones lo que se repara ye la velocidá proyeutada—, completando un xiru cada 21 hores.
Al Thalimain Prior ye una estrella nueva que la so edá envalorada ye de 425 millones d'años; conforme vaya evolucionando va tresformar nuna xigante pa terminar la so vida como una nana blanca con una masa de 0,7 mases solares.
Alamak
Alamak o Almach (γ Andromedae / γ And / 57 Andromedae) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación d'Andrómeda, dempués de Alpheratz (α Andromedae) y Mirach (β Andromedae). Alcuéntrase a 350 años lluz del Sistema Solar. Con pequeños telescopios puédese resolver nuna estrella doble con dambes componentes dixebraes unos 10 segunos d'arcu, siendo un oxetivu interesante pal astrónomu aficionáu.
La estrella más brillosa del par, Alamak A o γ Andromedae (HD 12533), tien magnitú aparente +2,19 y ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K3IIb con una temperatura averada de 4500 K. Tien un radiu 80 vegaes más grande qu'el radiu solar y una lluminosidá unes 2000 vegaes mayor que la del Sol.
La otra componente, γ Andromedae (HD 12534), ye de la mesma una estrella binaria, formada por una estrella de tipu espectral B8V, Alamak B, y otra de tipu A0V, Alamak C. Estos dos estrelles tán dixebraes una media de 33 UA y el so periodu orbital ye de 63,7 años. Alamak B vuelve ser una binaria espectroscópica, colos dos componentes bien próximes ente sigo nuna órbita que completen cada 2,7 díes. Una masa conxunto de 8,7 mases solares pa γ Andromedae dexa envalorar la cuarta componente del sistema como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A7 o similar.
Albaldah
Albaldah (π Sagittarii / π Sgr / 41 Sagittarii) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación de Saxitariu con magnitú aparente +2,88. Alcuéntrase a 509 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Albaldah ye una estrella xigante lluminosa blancu-mariella de tipu espectral F2II/III y temperatura superficial de 6590 ± 50 K.
Unes 1000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so edá envalórase en 67 millones d'años.
Nun diagrama de Hertzsprung-Russell (onde se representa lluminosidá d'estrellar frente a la temperatura), Albaldah alcuéntrase nuna zona a partir de la cual les estrelles desestabilícense y empiecen a púlsar como estrelles variables cefeides. Piénsase que nun millón y mediu d'años aprosimao, Albaldah va entrar a formar parte d'esti grupu.
Albaldah tien dos compañeres próximes. Albaldah B alcuéntrase a 0,1 segundos d'arcu de la estrella principal (Albaldah A), lo qu'equival a una distancia mínima de 13 UA. La otra compañera, Albaldah C, ta a 0,4 segundos d'arcu o una distancia mínima de 57 UA, y piénsase que ye una estrella de tipu B9.
Tando cerca de la eclíptica, Albaldah dacuando ye despintáu pola Lluna y dacuando por planetes. El próximu planeta que la despintará va ser Venus el 17 de febreru de 2035.
Albali
Albali (Epsilon ε Aquarii) ye una estrella perteneciente a la constelación d'Aquarius, la 5ª más brillosa. Alcuéntrase a unos 229 años lluz de la Tierra.
Albali puede vese nel estremu derechu d'Aquarius, con una magnitú aparente de +3,75.
Albireo
Albireo (β Cyg / β Cygni / 6 Cygni) ye una estrella na constelación del Cisne. Anque tien la denominación de Bayer ""Beta"" —segunda lletra del alfabetu griegu—, ocupa'l quintu llugar tocantes a rellumu dientro de la constelación, siendo superada por Deneb (α Cygni), Sadr (γ Cygni), Giennah (ε Cygni) y δ Cygni.
Al pie de les estrelles enriba mentaes, forma'l asterismo de la Cruz del Norte.
Albireo ye un nome resultante d'una serie d'erros y males traducciones.
El nome actual paez provenir de "Ornis", nome griegu que designa a la constelación de Cygnus, que pasó a ser "Urnis" en árabe.
Al traducilo al llatín, pensóse equivocadamente que dichu nome referir a la planta "Erysimum officinale", siendo traducíu col nome d'esta planta en llatín, "Ireo".
Darréu consideróse que "ab Ireo" ("de Ireo") yera una mala traducción d'un términu árabe, dando llugar al nome actual "Al-bireo".
Anque a simple vista Albireo apaez como una estrella simple, con un telescopiu o unos prismáticos se resuelve nuna estrella doble. De los dos componentes, separaes 35 segundos d'arcu, una ye mariella y tien magnitú aparente +3,05 —Albireo A—, ente que la otra ye azul y de magnitú +5,12 —Albireo B—, ufiertando un inmeyorable contraste ente les estrelles dobles del cielu nocherniegu.
Nun se sabe con certeza si Albireo A y Albireo B formen una verdaderu sistema binariu; si realmente tán gravitacionalmente xuníes, el so periodu orbital ye de siquier 75.000 años.
Albireo A ye, de la mesma, una estrella binaria; la so duplicidá afayóse por interferometría de moteáu en 1976.
La componente principal d'esti par ye una xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K3 y 4.400 K de temperatura. 950 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un diámetru 50 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so compañera ye una estrella caliente de la secuencia principal de tipu B9V y 11.000 K de temperatura. La lluminosidá d'esta postrera ye 100 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La separación media ente dambes estrelles ye de 40 UA —la órbita ye bien escéntrica— y el periodu orbital ye de cerca de 100 años.
Albireo B ye similar a la componente menos brillosa del par A, una estrella de la secuencia principal de tipu B8 con una temperatura de 12.100 K. 190 vegaes más lluminosa que'l Sol, xira rápido sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 250 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 14,4 hores.
Como frecuentemente asocede n'estrelles que roten a gran velocidá, Albireo B ye una estrella Be, tando arrodiada por un discu de gas resultante de la perda de material estelar.
Albireo alcuéntrase a 385 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alchiba
Alchiba o Alchita ye'l nome de la estrella α Corvi (α Crv / 1 Corvi / HD 105452), de magnitú aparente +4,00 y namái la quinta más brillosa de la constelación de Corvus, a pesar de tener la denominación de Bayer "Alfa". El so nome provién de la palabra árabe الخباء "Al Ḣibā‘" y significa «la tienda» —entendiéndose como vivienda—.
En China yera conocida como Yew Hea (右轄), «la exa derecha».
Alchiba ye una estrella mariella de tipu espectral F0 cercana al Sistema Solar, a 48,2 años lluz de distancia, con una temperatura efectivo de 7000 ~ K.
Non tan distinta del Sol, la so masa ye namái un 20% mayor que la del mesmu, siendo la so lluminosidá 4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 67% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 23,5 km/s, dando llugar a un periodu de rotación igual o inferior a 3,6 díes.
D'antiguo catalogada como xigante, güei considérase una estrella de la secuencia principal o, ello ye que casi una estrella subenana, pos el so rellumu ye inferior a otres estrelles de la so clase. Esta clase d'estrelles son enforma calientes pa la so temperatura, resultáu del so baxu conteníu en metales. Anque Alchiba nun ye una subenana clásica, el so conteníu en fierro ye namá'l 25% de la solar.
Abarrúntase qu'Alchiba pue ser una binaria espectroscópica, anque enagora la so duplicidá nun foi confirmada.
Alcor (estrella)
Alcor ye'l nome de la estrella 80 Ursae Majoris (80 UMa / g Ursae Majoris / HD 116842) na constelación del sietestrellu.
Dichu títulu puede tener el mesmu orixe qu'el de Alioth (ε Ursae Majoris).
Coles mesmes apaez como al "Khawwar", «la débil» —en comparanza a la vecina Mizar (ζ Ursae Majoris)—, nuna llista de nomes árabes d'estrelles publicada en 1895.
Nel norte de Alemaña 80 Ursae Majoris foi llamada der Fiende, «la venada», ente que na Alemaña inferior conocer como Dumke o, en Holstein, como Hans Dümken.
Los húngaros denominar Göntzol.
Finalmente, en China recibía'l títulu de Foo Sing, la estrella secundaria».
De magnitú aparente +3,99, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V. La so temperatura superficial ye de 8000 K y ye 12 vegaes más lluminosa qu'el Sol. La so velocidá de rotación ye de 218 km/s, 100 vegaes más rápida que la del Sol. Amás, ye una estrella llixeramente variable.
Alcor ta dixebrada 11,8 minutos d'arcu de Mizar (ζ Ursae Majoris) y el poder estremar a estos dos estrelles a simple vista constitúi un exerciciu clásicu d'agudez visual. Físicamente les dos estrelles tán dixebraes un cuartu de añu lluz, y anque los sos movimientos propios indiquen que se mueven xuntes, nun ta claru si formen un verdaderu sistema binariu o si namái son compañeres óptiques como se pensara hasta agora.
De la mesma, la mesma Alcor ye una binaria cercana. El rellumu de la estrella acompañante dexa deducir qu'ésta ye una nana colorada de tipu M3. Con una separación mínima de 25 UA al respective de Alcor, tarda siquier 90 años en completar una órbita alredor del so brillosu compañera.
Al igual qu'otres estrelles de la constelación —ente les qu'amás de Mizar atópense Merak (β Ursae Majoris), Alioth (ε Ursae Majoris) y Megrez (δ Ursae Majoris)— forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, conxuntu d'estrelles con un orixe común y que tienen un movimientu similar pel espaciu.
Alcíone (estrella)
Alcíone, Alcyone o Alcyon (η Tauri / η Tau / 25 Tauri) ye la estrella más brillosa del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +2,85 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia.
Alcíone representa nel firmamentu a una de los siete pléyades, fíes d'Atles y Pléyone.
Los antiguos árabes llamaron a esta estrella "Al Jauz", «la nuez», "Al Jauzah" o "Al Wasaṭ", «la central», y "Al Naʼdir", «la brillosa». El 
Darréu, Al Achsasi añedió a esta llista'l nome de "Thaur al Thurayya", lliteralmente «el Toru del Pléyades», probablemente un títulu corriente na so dómina.
En Babilonia η Tauri señalaba la cuarta constelación eclíptica, "Temennu", «la Primer Piedra».
Na India esta estrella constituyía la unión ente les nakshatres Krittikā y Rohinī, ya individualmente yera "Amba", «la Madre».
Alcíone ye una estrella múltiple que la so componente principal, Alcíone A, tien una lluminosidá 2400 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una temperatura superficial de cerca de 13.000 K. Ye, de la mesma, una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles xigantes de tipu espectral B separaes 0,031 segundos d'arcu. La gran velocidá de rotación de Alcíone A —más de 200 km/s— provoca que sala despidíu gas dende'l so ecuador, formando un discu alredor de la estrella, siendo Alcíone A una estrella Be.
En redol a Alcíone A hai trés compañeres estelares. Alcíone B y Alcíone C son dos estrelles blanques de tipu espectral A0V y magnitú 8, dixebraes de la estrella principal 117 y 181 segundos d'arcu respectivamente. Alcíone C ye una variable Delta Scuti, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +8,25 y +8,30 nun periodu de 1,13 hores.
La tercera acompañante, Alcíone D, ye una estrella de la secuencia principal de tipu F2 de magnitú +8,7 separada 191 segundos d'arcu de la componente A.
Alderamin
Alderamin (Alfa Cephei / α Cep / 5 Cep) ye una estrella asitiada na constelación de Cepheus, la más brillosa de la mesma con magnitú aparente +2,43. El so nome provién de la contracción de la frase árabe الذراع اليمن "að-ðdirā‘ al-yaman", que la so traducción ye «el brazu derechu».
A 49 años lluz de distancia del Sistema Solar, Alderamin ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV con una temperatura efectivo de 7600 K. La so lluminosidá ye 20 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,5 vegaes el radiu solar. Como otres estrelles asemeyaes, ye llixeramente variable con una oscilación nel so rellumu de 0,06 magnitúes; ta catalogada como una variable Delta Scuti. La so velocidá de rotación ye bien alta, de siquier 246 km/s, completando un xiru en menos de mediu día; esta rápida rotación aparentemente tornaría la diferenciación d'elementos químicos usualmente reparada en estrelles d'esti tipu. Emite una cantidá de radiación X similar a la del Sol, que xunto con otru indicadores suxure la esistencia d'una considerable actividá magnética, daqué inesperáu (anque non del tou inusual) nuna estrella de tipu A que, amás, ye un rotador rápidu. Estrelles d'esta masa yá nun tener la envoltura convectiva fonda típica de les estrelles de secuencia principal inferior, y que ye la que se supón caltién el campu magnéticu intensu nelles.
Por cuenta de la precesión de la Tierra, Alderamin marcó'l polu norte celeste fai unos 20.000 años y volverá señalalo escontra l'añu 7500 de la nuesa era.
Aldhafera
Aldhafera o Adhafera ye'l nome de la estrella ζ Leonis (ζ Lleo / 36 Leonis / HD 89025) na constelación de Lleo. Con magnitú aparente +3,44 ye la séptima estrella más brillosa de la constelación.
Aldhafera, nome procedente del árabe "Ad-Dafirah", significa «rizu». Curiosamente paez ser que orixinalmente el rizu referíase la vecina constelación de Melota de Berenice y non a la melena del lleón, onde de fechu ta asitiada la estrella.
Aldhafera ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F0III. Les xigantes de tipu F son bien escases, yá que son estrelles en rápida transición ente la secuencia principal y la fase de xigante. Fai namái un millón d'años —bien pocu tiempu na escala de la evolución estelar—, Aldhafera yera una estrella de la secuencia principal de tipu A y, dientro d'otru millón d'años, va tresformar nuna xigante naranxa, tomándose unos 100 millones d'años enantes de convertise nuna xigante colorada.
Anguaño tien una temperatura superficial de 7030 K, rellumando con una lluminosidá 207 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye unes 10 vegaes más grande qu'el radiu solar y rota a una velocidá de 84 km/s, emplegando menos de 6 díes en completar un xiru sobre sigo mesma.
Aldhafera forma una doble óptica cola estrella 35 Leonis, dambes separaes 5 minutos d'arcu. Sicasí, dambes estrelles nun tán rellacionaes yá que mientres 35 Leonis alcuéntrase a 100 años lluz de distancia, Aldhafera alcuéntrase a 260 años lluz del Sistema Solar. Esta última forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Aldhanab
Aldhanab o Al Dhanab (γ Gruis / γ Gru / HD 207971) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Grus, la grulla, dempués de Al Nair (α Gruis) y β Gruis. El so nome provién del árabe الذنب "al-Dhanab", que significa «la cola», pos pa los antiguos árabes la estrella formaba parte de la cola del Pexe Austral. Tamién recibe'l nome tradicional de Ras Alkurki, del árabe رأس الكركي "ra's al-kurki", «la cabeza de la grulla». De magnitú aparente +3,00, alcuéntrase a 203 años lluz de distancia. 
Aldhanab ye una xigante azul de tipu espectral B8III, con una temperatura efectivo de 12.400 K. Ye 390 vegaes más lluminosa qu'el Sol —incluyendo la radiación emitida nel rangu del ultravioleta— y el so radiu ye 4,3 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 57 km/s, implicando un periodu de rotación de menos de 3,8 díes.
Con una masa averada cuatro veces mayor que la masa solar, la edá de Aldhanab envalórase en 125 millones d'años. Como estrella xigante que ye, llegó a la fin de la fusión del hidróxenu nel so interior. Con un nucleu inerte de heliu va empezar a evolucionar rápido escontra una xigante colorada muncho más brillosa. N'última instancia va convertir nuna nana blanca de carbonu-oxíxenu, éstos elementos resultantes de la fusión del heliu.
Aldhibah
Aldhibah (ζ Draconis / ζ Dra / 22 Draconis) ye una estrella na constelación del Dragón de magnitú aparente +3,17. El so nome provién del árabe الذئبين "al-Dhibain" y significa «los dos llobos», en referencia a esta estrella y a η Draconis, que de la mesma recibe'l nome de Aldhibain. Anque les dos estrelles tán visualmente cerca nun tán físicamente rellacionaes. Aldhibah alcuéntrase a 340 años lluz del Sistema Solar.
Catalogada como una xigante blancu-azulada de tipu espectral B6III, Aldhibah tien una temperatura efectivo de 12.900 K y una lluminosidá 1150 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Temperatura y lluminosidá dexen inferir el so radiu, 6,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, según la so masa, entendida ente 4,5 y 5 mases solares. D'alcuerdu a los modelos de evolución estelar, Aldhibah ta rematando la fusión del so hidróxenu internu, polo qu'en cierto ye una subxigante y non una estrella xigante. La so velocidá de rotación de 43 km/s, que se correspuende con un periodu de rotación de menos de 8 díes, ye lenta pa una estrella de les sos carauterístiques, lo que suxure que la so exa de rotación ta aprosimao empobináu escontra nós.
Aldhibain
Aldhibain (η Draconis / η Dra / 14 Draconis) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Draco dempués de Etamin (γ Draconis). El nome de Aldhibain provién del árabe الذئبين "al-Dhibain" y significa «los dos llobos». La estrella ζ Draconis, visualmente cerca pero ensin una rellación real con Aldhibain, recibe'l nome, bien similar, de Aldhibah. De magnitú aparente +2,73, Aldhibain alcuéntrase a 88 años lluz del Sistema Solar.
Aldhibain ye una xigante mariella de tipu espectral G8IIIb de 5000 K de temperatura, que la so lluminosidá ye 61 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu, non tan grande pa ser una estrella xigante, ye 9,8 vegaes mayor qu'el radiu solar —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular, 0,0038 segundos d'arcu—. Xira bien amodo alredor de la so exa, con un periodu de rotación d'unos 400 díes.
Amuesa un conteníu metálico inferior a la solar ([Fe/H] = -0,17).
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, Aldhibain emite rayos X sele y paez ser llixeramente variable, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 7713.
Aldhibain tien una tenue acompañante a 53 segundos d'arcu de magnitú 8,8. Ye una nana naranxa de tipu K1V dixebrada siquier 140 UA de la componente principal con un periodu orbital de, siquier, 1000 años.
Alfa Antliae
Alfa Antliae (α Ant / HD 90610 / HR 4104) ye la estrella más brillosa na constelación de Antlia, la máquina neumática, con magnitú aparente +4,48. Alcuéntrase a 366 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Antliae ye una xigante naranxa de tipu espectral K4III con una temperatura superficial entendida ente 3990 y 4100 K. La incertidume na temperatura fai que la so lluminosidá tampoco pueda ser precisada, yá que al menguar la temperatura la cantidá de radiación infrarroxo invisible emitida ye mayor; si la temperatura más alto ye la correcta, Alfa Antliae ye 480 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ente que si ser la temperatura más baxo, la so lluminosidá aumenta hasta 555 vegaes la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular —3,63 milisegundos d'arcu— revela que ye una xigante de gran tamañu, con un radiu 57 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tampoco se sabe con certidume en que fase de la so evolución alcuéntrase. Nun ta nuna fase estable, yá que paez ser una estrella variable que recibe la denominación de variable provisional NSV 4862. Con una masa envalorada de 2,2 mases solares y una edá averada de 1000 millones d'años, probablemente ta aumentando en rellumu con un nucleu inerte de carbonu enantes de tresformase nuna variable Mira. 
Alfa Apodis
Alfa Apodis (α Aps / HD 129078 / HR 5470) ye la estrella más brillosa de la constelación de Apus, el ave del paraísu, con magnitú aparente +3,83. Alcuéntrase a 411 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Apodis ye una xigante naranxa que'l so tipu espectral varia según la fonte consultada ente K2.5III y K5III. D'alcuerdu a ello, la so temperatura superficial taría entendida ente 4256 K (si'l so tipu ye K2.5) y 4100 K (si ye K5). Nel primer casu, la so lluminosidá ye equivalente a 750 soles y el so radiu ye unes 49 vegaes más grande qu'el radiu solar. Nel segundu casu (tipu K5), la so lluminosidá aumenta hasta 910 soles y el so radiu sería 60 vegaes mayor que'l radiu solar. Comoquier, Alfa Apodis ye una xigante más o menos corriente —como munches otres estrelles visibles nel firmamentu— en que'l so nucleu tien llugar la fusión del heliu.
Nel entamu de la so vida tenía una masa ente 4 y 5 vegaes la masa solar; nun futuru, una vegada desapósiese de les sos capes esteriores, va terminar los sos díes como una nana blanca.
Alfa Arae
Alfa Arae (α Ara / HD 158427 / HR 6510) ye la segunda estrella más brillosa na constelación d'Ara con magnitú aparente +2,85, apenes 0,01 magnitúes menos brillosa que β Arae. Recibe'l nome tradicional, pocu utilizáu, de Tchou o Choo, del chinu mandarín 杵 "chǔ" y que'l so significáu ye «mano del almirez». Alcuéntrase a 242 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Arae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2Vne que la so lluminosidá ye 2900 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una temperatura superficial de 22.000 K, el so radiu ye siquier 3 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye unes 8 vegaes mayor que la masa solar.
Coles mesmes, Alfa Arae entra dientro de la subclase d'estrelles Be, yá que radia línea d'emisión de hidróxenu que provienen d'un gruesu discu circumestelar qu'arrodia la estrella. Al tar el discu asitiáu prácticamente de perfil, escurez parte de la estrella, y les absorciones del mesmu se superponen nel espectru de la estrella. La esistencia del discu ta rellacionada cola alta velocidá de rotación de la estrella, de siquier 298 km/s, pero que puede algamar los 470 km/s nel so ecuador —na llende de la velocidá que provocaría la rotura de la estrella—. Esto, xuníu al vientu estelar, fai que la estrella pierda masa, magar el procesu real de formación del discu ye entá desconocíu.
Una estrella de tipu K0IV a 55,6 segundos d'arcu paez ser una compañera óptica que nun tien rellación física con Alfa Arae.
Alfa Caeli
Alfa Caeli (α Cai / HD 29875 / HR 1502) ye la estrella más brillosa de la constelación Caelum, el cincel, con magnitú aparente +4,44. Alcuéntrase a 66 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Alfa Caeli ye una estrella binaria que les sos componentes, separaes visualmente 6 segundos d'arcu, son una estrella mariella de la secuencia principal y tipu espectral F2V, y una tenue nana colorada de magnitú +12,5 y tipu M0.5V. La estrella mariella principal, Alfa Caeli A, tien una temperatura efectivo de 7100 K y ye 5,2 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Con un radiu un 50% mayor qu'el radiu solar, los sos parámetros son similares a η Corvi, anque a diferencia d'ésta última, Alfa Caeli ye una estrella que foi pocu estudiada. El periodu de rotación de dambes estrelles ye tamién paecíu y muncho más corto qu'el del Sol, yá que Alfa Caeli completa un xiru cada 1,4 díes —a lo más—, ente que'l Sol emplega 27 díes en faelo.
Alfa Caeli B, con una temperatura de 3800 K, tien una masa de 0,3 mases solares, lo que trai una lluminosidá bien baxa, malapenes el 1% de la que tien el Sol. Ye una estrella acandilante como Proxima Centauri o UV Ceti, con erupciones impredicibles qu'aumenten el so rellumu nuna magnitú o más. La separación real ente Alfa Caeli A y Alfa Caeli B nun se conoz con exactitú, yá que la so separación visual malapenes camudó nos postreros 110 años.
Alfa Camelopardalis
Alfa Camelopardalis (α Cam / 9 Camelopardalis / HD 30614) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Camelopardalis —la xirafa—, tres β Camelopardalis y CS Camelopardalis, con magnitú aparente +4,26. Ye una estrella bien alloñada del Sistema Solar, de que la so distancia nun esiste una midida precisa. Si, como tradicionalmente consideróse, Alfa Camelopardalis ye una estrella fuxitiva del cúmulu NGC 1502, alcuéntrase a unos 3200 años lluz; sicasí, la distancia llograda a partir de la paralax midida pol satélite Hipparcos, conduz a un valor enforma mayor, en redol a 7000 años lluz. 
Alfa Camelopardalis ye una superxigante azul de tipu espectral O9.5Iae. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura superficial de 30.000 K. Considerando 3200 años lluz la distancia que nos dixebra d'ella, la so lluminosidá —incluyida la enerxía radiada nel ultravioleta— ye equivalente a 676.000 soles, siendo una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea.
Pierde masa estelar a razón de 6 millonésimes de la masa solar cada añu.
Tien una masa envalorada de 38 mases solares —otres fontes señalen una masa ente 25 y 30 vegaes la del Sol—, siendo'l so destín últimu acabar los sos díes esplotando como una brillosa supernova.
Alfa Centauri
Alfa Centauri (tamién conocíu como Rigil Kent) ye'l sistema estelar más cercanu al Sol que ta a unos 4,37 años lluz (41,3 billones de km) de distancia. Considerada dende l'antigüedá como una única estrella y con gran importancia mitolóxica (Mitoloxía) (Centauru), la más brillosa de la constelación del Centauru, lo que se repara ensin ayuda de telescopiu ye, en realidá, la superposición de dos estrelles brillantes d'un posible sistema de trés. Foi l'astrónomu francés Nicolas Louis de Lacaille quien en 1752 afayó qu'Alfa Centauri ye una estrella binaria.
El sistema tamién contién a lo menos un planeta del tamañu terrestre Alpha Centauri Bb, con cerca de 113% de la masa terrestre, que orbita Alpha Centauri B, con un periodu de 3,236 díes lo que lo fai ser el exoplaneta conocíu más cercanu a la Tierra. Orbitando a una distancia de 6 millones de kilómetros de la estrella, o'l 4% de la distancia de la Tierra al Sol, el planeta tien una temperatura superficial envalorada de siquier 1500 K (aprosimao 1200 °C), demasiáu caliente pa ser habitable.
El sistema Alfa Centauri taría formáu por trés estrelles venceyaes por efectu de la gravedá, xirando una en redol de la otra constituyendo un sistema estable. Alfa Centauri A ye una estrella mariella bien similar al Sol (tipu espectral G), y Alfa Centauri B ye una estrella naranxa de tipu K. Dambes xiren ente sigo nuna órbita d'unos 80 años. Con un periodu orbital de 79,91 años, los componentes A y B d'esti sistema binariu avérase ente sigo a un mínimu de 11,2 unidaes astronómiques, lo qu'equival a 1670 millones km o aprosimao la distancia media ente'l Sol y Saturnu, siendo la distancia máxima ente les dos estrelles 35,6 UA (5300 millones km, aprosimao la distancia ente'l Sol y Plutón). Como tienen mases asemeyaes, muévense alredor d'un puntu del espaciu casi equidistante ente elles llamáu centru de mases. 
La tercer estrella ye Proxima Centauri, que xiraría alredor de los dos anteriores a una distancia enforma mayor, nuna gran órbita con una escentricidá tal que s'alderica si realmente ta amestada al sistema; sicasí, los trés estrelles tienen igual paralax y movimientu propiu. 
Nel casu de que Proxima Centauri tea realmente amestada a les otres dos, la so órbita duraría dellos centenares de miles d'años, y anguaño taría nel puntu que la so distancia al Sistema Solar ye mínima. La separación media ente Próxima y Alpha Centauri AB ye aprosimao de 0,06 parsecs, 0,2 años lluz o 13 000 unidaes astronómiques (UA), equivalente a 400 vegaes el tamañu de la órbita de Neptunu. Trátase d'una estrella pequeña y colorada que namái se puede ver al traviés de telescopios potentes.
Alfa Centauri A (α Cen/Rigil Kentaurus/Toliman) ye una estrella daqué más lluminosa, grande y vieya que'l Sol, de tipu espectral bien similar a ésti. Clasificar como nana mariella. A partir de los parámetros orbitales determinaes mutues, Alpha Centauri A ye un 10% más masiva que'l Sol, con un radiu d'aprosimao 23% más grande. La velocidá de rotación proyeutada (v · sen i) d'esta estrella ye de 2,7 ± 0,7 km/s, lo que resulta nun plazu envaloráu de rotación de 22 díes, que-y da un periodu un pocu más rápidu de rotación de 25 díes del sol.
Alfa Centauri B (α Cen/HD 128621) ye una estrella naranxa de secuencia principal que ta amestada a Alfa Centauri A. La so edá ye bastante paecida a la de la so compañera, lo que fai pensar que dambes estrelles nacieron yá xuníes. Clasificar como nana naranxa.
El 16 d'ochobre de 2012, el Observatoriu Européu Austral (ESO) anunció'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de Alpha Centauri B, que recibió'l nome de Alfa Centauri Bb. Foi detectáu utilizando l'espectrógrafu Échelle d'alta precisión HARPS, nel Observatoriu de La Siella de Chile. Con una masa envalorada similar a la de la Tierra, orbita la so estrella a una distancia averada de seis millones de kilómetros (una distancia más pequeña que la que falta de Mercuriu con respectu al Sol nel nuesu Sistema Solar, bien llueñe de la zona de habitabilidad, faciendo que les posibilidaes de vida tal que conocemos sían prácticamente nules) y realiza una tresllación alredor de la so estrella cada 3,2 díes. Esti descubrimientu ye importante, yá non yá pola baxa masa del planeta (la mayoría de exoplanetas son xigantes gaseosos con mases similares de Xúpiter o mayores), sinón porque se considera qu'esti exoplaneta ye'l más cercanu al sistema solar de los más de 820 descubiertos; puestu difícilmente superable, cuidao que el sistema triple d'Alfa Centauri ye'l más cercanu al nuesu Sol. Amás, cuidao que los sistemes con planetes d'esti tipu suelen tener más d'unu d'ellos, nun se refuga la posible esistencia de más astros de similares carauterístiques n'órbites más alloñaes a la estrella central, anque entá solo son especulaciones.
Trátase d'una nana colorada con una pequeña fracción de la lluminosidá del nuesu Sol. Anguaño, alcuéntrase a unes 13 000 ua (0,2 años lluz) del sistema Alpha Centauri A+B, y de casualidá, la so posición orbital ta de cara a nós, lo que la fai, nesti momentu, la estrella más cercana al Sistema Solar, a una distancia de cerca de 4,2 años lluz. Los científicos asígnen-y una edá de, seique, mil millones d'años. Pue que Proxima Centauri nun formara parte orixinalmente del sistema y fuera prindada temporalmente poles otres dos. Nun se conocen datos orbitales, namái que posiblemente xira alredor d'Alfa Centauri A+B con un periodu de cerca de 500 000 años o más. Pue que a la llarga inclusive escape del sistema. Tamién ye una estrella acandilante, y como tal recibe la denominación d'estrella variable V645 Centauri.
Anque Próxima ye la estrella más cercana al nuesu Sistema Solar, nun paez ser un destín interesante pa visitar en busca de vida estraterrestre. La estrella ye muncho más nueva qu'el nuesu Sol, ye muncho menos brillosu y nun se sabe si tien dalgún planeta que la orbite.
Mientres enforma tiempu consideróse que la formación de planetes podía dase nesti sistema, anque hasta l'añu 2012 nun se teníen datos sobre la so esistencia. Considerábase que d'haber planetes, éstos taríen asitiaos d'una forma más restrictiva, una y bones la gravedá de la estrella vecina desestabilizaría fácilmente les sos órbites. Matemáticamente, conocer la posición de les órbites estables nel sistema Alfa Centauri ye un problema ensin solución, yá que hai qu'estudiar los efectos de la gravedá de tres cuerpos simultáneamente (ver problema de los trés cuerpos). De toes formes, estudios fechos a partir de simulaciones paecen demostrar qu'esisten órbites estables hasta d'unes 2 ua si'l planeta orbita una de les estrelles principales nel mesmu planu nel qu'elles xiren, y namái hasta 0,23 ua pa órbites perpendiculares; y a partir de 70 ua si orbita a los dos al empar; los planetes tendríen nestes condiciones órbites estables siquier mientres el tiempu de vida.
Vistu dende l'interior del sistema binariu, el cielu (aparte del sistema de trés estrelles) veríase casi idénticu a cómo se ve dende la Tierra, cola mayoría de les constelaciones, como la sietestrellu y Orión, prácticamente ensin cambeos. Sicasí, la constelación de Centaurus perdería la so estrella más brillosa y el Sol apaecería como una estrella de magnitú 0,5 na constelación de Casiopea, cerca de Epsilon Cassiopeiae. El so allugamientu ye bono de calcular, yá que sería lo contrario de la posición de α Centauri como se ve dende la Tierra: 02h 39m 35s fadría ascensión reuta y declinación +60° 50' 00". Un hipotéticu observador vería que la característica "\ / \ /" Cassiopeia convertida en "/ \ / \ /".
Les estrelles más brilloses y cercanes como Siriu y Proción taríen en posiciones bien distintes, según Altair con una diferencia menor. Sirius sería parte de la constelación de Orión, dos graos al oeste de Betelgeuse, un pocu más débil que se ve dende la Tierra (-1,2). Fomalhaut y Vega, sicasí, al tar lo suficientemente llueñe, seríen visibles casi na mesma posición. Proxima Centauri, anque parte del mesmu sistema, sería apenes visible a güeyu, con una magnitú de 4,5.
Un observador asitiáu nun hipotéticu planeta orbitando yá sía A o Alpha Centauri Alpha Centauri B vería la otra estrella del sistema binariu como un oxetu bien brillosu nel cielu nocherniegu, esto ye, un discu pequeñu pero discernible.
Por exemplu, un hipotéticu planeta similar la Tierra orbitando alredor de 1,25 UA de Alpha Centauri A (la estrella apaez casi tan brillosa como'l Sol vistu dende la Tierra) vería Alpha Centauri B percorriendo tol cielu una vegada aprosimao cada añu unu y tres meses o 1.3 periodos orbitales. Sumáu a esto sería'l cambéu de posición aparente de Alpha Centauri B mientres el so llargu periodu d'ochenta años d'órbita elíptica con al respective de Alpha Centauri A (comparable en velocidá a la órbita d'Uranu con respectu al sol). Dependiendo de la posición na so órbita, Alpha Centauri B podría variar en magnitú aparente ente -18,2 (más escuru) y -21,0 (el más brillosu). Estes magnitúes visuales son muncho más débiles que'l reparáu na actualidá -26,7 magnitú pal Sol, vistu dende la Tierra. La diferencia de 5,7 a 8,6 magnitúes significa Alpha Centauri B al paecer, nuna escala llineal, 2500 a 190 vegaes menos brillosa que Alpha Centauri A (o'l Sol vistu dende la Tierra), pero tamién 190 a 2500 vegaes más brillosa que la magnitú de -12,5 Lluna llena vista dende la Tierra.
Amás, otru planeta similar a la Tierra orbitando a 0,71 UA (Unidá astronómica) de Alpha Centauri B (por que de la mesma Alpha Centauri B paecía tan brillosa como'l Sol vistu dende la Tierra), esti planeta hipotéticu recibiría un pocu más de lluz dende l'Alfa más lluminosa Centauri A, que rellumaría 4,7 a 7,3 magnitúes más débil d'Alfa Centauri B (o'l Sol vistu dende la Tierra), que varien en magnitú aparente ente -19,4 (más escuru) y -22,1 (el más brillosu). Asina, Alpha Centauri A apaecería ente 830 y 70 vegaes menos brillosa que'l Sol, pero 580 a 6900 vegaes más brillosa que la Lluna llena. Mientres el periodu orbital tal planeta de 0,6 (3), un observador nel planeta vería esti círculu estrella compañera inténsamete brillosa del cielu tal como lu vemos colos planetes del Sistema Solar. Per otra parte, el periodu sideral d'aprosimao ochenta años de Alpha Centauri A significa qu'esta estrella moveríase al traviés de la eclíptica local como adulces a midida que Uranu col so periodu d'ochenta y cuatro años, pero como la órbita de Alpha Centauri A ye más elíptica, la so magnitú aparente va ser muncho más variable. Anque intensamente brillosu pal güeyu, el llume global nun afectaría significativamente el clima nin influyiría na fotosíntesis normal de la plantes.
Un observador nel hipotéticu planeta notaría un cambéu na orientación de los puntos de referencia pa VLBI (interferometria de bien llarga base) d'acordies cola periodicidá órbita binaria más o menos los efectos locales como la precesión o nutación.
Suponiendo qu'esti hipotéticu planeta tenía un enclín orbital baxa con al respective de la órbita mutua de Alpha Centauri A y B, entós la estrella secundaria empezaría al llau de la principal en conxunción 'estelar'. La metá del últimu periodu, n'oposición 'estelar', dambes estrelles taríen una frente a la otra nel cielu. Depués, alredor de la metá del añu planetariu l'aspeutu del cielu nocherniegu sería un azul más escuro - similar al cielu mientres la totalidá d'un eclís solar total. Los sos hipotéticos habitantes tendríen abonda visibilidá pa caminar y ver con claridá'l terrén circundante, y la llectura d'un llibru sería bien posible ensin nengún tipu de lluz artificial. Dempués d'otru mediu periodu de órbita estelar, les estrelles completaríen el so ciclu orbital y volver a la próxima conxunción, y al ciclu similar a la Tierra de día y noche ciclo.
En dambos casos, el sol secundariu viaxaría al traviés del cielu mientres l'añu, empezando y terminando al llau de la principal, a la metá del periodu taría na dirección opuesta: entós tendría les condiciones del "sol de medianueche", con siquier unu o dos díes ensin cambéu día-nueche.
Alfa Chamaeleontis
Alfa Chamaeleontis (α Cha / HD 71243 / HR 3318) ye la estrella más brillosa de la constelación Chamaeleon, el camaleón, con magnitú aparente +4,05. Alcuéntrase a 63,5 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Alfa Chamaeleontis ye una estrella blancu-mariella catalogada como una nana mariella de tipu espectral F5V o como una xigante de tipu F5III. La so lluminosidá 7,1 vegaes mayor que la del Sol y la so temperatura superficial d'aprosimao 6770 K, dan como resultáu un radiu 2,3 vegaes más grande qu'el radiu solar. La teoría d'estructura estelar indica que la estrella en realidá nun ye una xigante, sinón una estrella de la secuencia principal con una masa un 55% mayor que la masa solar. Con una edá en redol 1500 millones d'años tien de tar rematando la so etapa como nana na cual tien llugar la fusión nuclear de hidróxenu. Per otra parte, presenta un conteníu alto de litiu y nitróxenu, y anque la bayura d'ésti últimu elementu aumenta al avieyar la estrella, col litiu tendría d'asoceder xustamente lo contrario.
La velocidá de rotación mínima d'Alfa Chamaeleontis ye de 29 km/s, completando un xiru en menos de 2,3 díes. Namái se conoz la llende inferior una y bones s'ignora l'enclín del so exa de rotación.
Alfa Circini
Alfa Circini (α Cir / HD 128898 / HR 5463) ye la estrella más brillosa de la constelación de Circinus, el compás, con magnitú aparente +3,19. Alcuéntrase a 53,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Por cuenta del so peculiar espectru, Alfa Circini ye una estrella difícil de catalogar. Formalmente ye de tipu espectral A7VpSrEuCr, una estrella blanca de la secuencia principal cola "p" denotando «peculiar» y les lletres finales indicando niveles altos de estronciu, europiu y cromu. Anque tamién foi clasificada como F1Vp, la so temperatura superficial de 8000 K suxure tipu A7. La so lluminosidá ye 11 vegaes mayor que la del Sol.
La principal característica d'Alfa Circini ye que ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum. Esti tipu de variables presenten fuertes campos magnéticos alcontraos en manches na superficie de la estrella, onde procesos d'espardimientu y elevación aumenten los niveles de ciertos elementos. El so rellumu varia ente magnitú 3,18 y 3,21. Amás ye una estrella pulsante onde periodos bien curtios (del orde de 6 minutos) sobreponer al periodu de rotación de la estrella (4,48 díes).
Alfa Circini ye una estrella binaria, con una acompañante a 15,6 segundos d'arcu. Trátase d'una nana naranxa de tipu espectral K5V y magnitú 8,47 que orbita siquier a 260 UA con un periodu orbital de 2600 años a lo menos.
Alfa Doradus
Alfa Doradus (α Dor / HD 29305 / HR 1465) ye la estrella más brillosa de la constelación austral de Doráu, siendo'l so magnitú aparente +3,30. Alcuéntrase a 175 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Doradus ye una estrella binaria que les sos componentes tán visualmente dixebraes namái unes décimes de segundos d'arcu.
Alfa Doradus A ye una xigante blanca de tipu espectral A0IIIs con una lluminosidá equivalente a 157 soles.
Tien un radiu 2,8 vegaes más grande qu'el del Sol y una masa 3 vegaes mayor que la masa solar.
Alfa Doradus B ye una estrella subxigante de tipu espectral B9 que'l so radio ye un 90% más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa de 2,7 mases solares y una lluminosidá 68 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La distancia que dixebra dambes estrelles bazcuya ente 1,9 UA y 17,5 UA por cuenta de la acusada escentricidá de la órbita.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 12,1 años.
Alfa Doradus A amuesa un espectru peculiar especialmente ricu en siliciu.
Dichu elementu paez tar concentráu nun llurdiu magnéticu de la superficie estelar, lo cual dexa conocer el periodu de rotación de la estrella (2,95 díes).
Arriendes d'ello, ye una variable, del tipu Alfa2 Canum Venaticorum, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +3,26 y +3,30.
Alfa Horologii
Alfa Horologii (α Hor / HD 26967 / HR 1326) ye la estrella más brillosa na constelación de Horologium (el reló), asitiada al estremu norte de la mesma, con magnitú aparente +3,86. Al tar nuna constelación menor del hemisferiu sur y ser namái de cuarta magnitú, nun tien nome tradicional. Alcuéntrase a 117 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Horologii ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4650 K. El so tipu espectral ye casi igual al de la conocida Arturu (α Bootis), anque con una lluminosidá equivalente a 47 soles ye menos lluminosa qu'ésta. Les sos carauterístiques físiques son más allegaes a Pólux (β Geminorum) o Kaus Borealis (λ Sagittarii). El so radiu ye 11 vegaes mayor qu'el radiu solar y la so masa ye aprosimao doble de la del Sol. La so edá envalórase nunos 1000 millones d'años y cuando taba na secuencia principal yera una estrella blanca de tipu A similar a como ye güei Vega (α Lyrae).
Alfa Horologii tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— casi igual a la del Sol ([M/H] = -0,01).
Los conteníos de aluminiu, siliciu, titaniu, níquel, vanadiu y bariu son bien paecíos a los valores solares; namái sodiu y calciu paecen ser daqué más abondosos que na nuesa estrella.
Alfa Hydri
Alfa Hydri (α Hyi / HD 12311 / HR 591) ye una estrella de magnitú aparente +2,90 na constelación de Hydrus, la segunda más brillosa de la mesma dempués de β Hydri. Alcuéntrase a 71 años lluz de distancia del Sistema Solar. Informalmente recibe'l nome Head of Hydrus (en inglés "cabeza de la hidra"). Nun tien de confundir se con Alfa Hydrae (α Hya), conocida como Alfard.
Alfa Hydri ye una estrella de tipu espectral F0V con una temperatura superficial de 7140 K. 26 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 3,3 vegaes mayor qu'el radiu solar, con una masa ente 1,9 y 2,0 mases solares. Fai aprosimao 1000 millones d'años empezó la so vida como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0-A2, y anguaño tase esfreciendo enantes de tresformase nuna estrella subxigante. Darréu va convertise nuna xigante colorada con una lluminosidá 40 vegaes mayor que l'actual.
Con una velocidá de rotación de siquier 155 km/s, el periodu de rotación d'Alfa Hydri ye inferior a 26 hores, muncho más corto qu'el del Sol, que ye d'unos 25 díes. La característica más destacable d'Alfa Hydri ye la so elevada metalicidá, casi'l doble de la solar. La diferencia nel conteníu en metales (entendiendo por tales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu) depende del elementu consideráu; asina, mientres el conteníu de oxíxenu ye cuatro veces mayor que nel Sol, el de azufre apenes ye un 12% mayor.
Alfa Indi
Alfa Indi (α Ind / HD 196171 / HR 7869) ye la estrella más brillosa na constelación d'Indus, l'indiu, con magnitú aparente +3,11.
Ye conocida polos nomes de Persian («La Persa»), títulu otorgáu polos misioneros xesuites, y Pe Sze (（波斯）), esti postreru nel marcu de la astronomía china.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 98 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Indi ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III-IV con una temperatura superficial de 4860 K. El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá equival a 62 vegaes la del Sol.
Con una masa de 2,1 mases solares, nel so interior tien llugar la fusión nuclear de heliu en carbonu y oxíxenu.
La composición química d'Alfa Indi amuesa ciertes peculiaridaes.
Enantes clasificada como «estrella bien rica en metales», midíes más recién asígnen-y una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,13).
Otros metales como titaniu, níquel, vanadiu y bariu amuesen igual enclín y namái el magnesiu paez ser más abondosu que nel Sol.
Alfa Indi puede tener dos tenues compañeres estelares de magnitú 12 y 13,5 respectivamente, posiblemente nanes coloraes. Prácticamente en posiciones opuestes al respective de la estrella principal, toparíense separaes más de 2000 UA d'ésta, polo qu'emplegaríen un mínimu de 50.000 años en completar una órbita.
Alfa Lacertae
Alfa Lacertae (α Lac / 7 Lacertae / HD 213558) ye la estrella más brillosa na constelación Lacerta, el llagartu, de magnitú aparente +3,76. Alcuéntrase a 102 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Lacertae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V con una temperatura superficial de 9200 K. La so lluminosidá equival a la de 27 soles y el so radiu ye'l doble del radiu solar. De carauterístiques físiques similares a la conocida Siriu, el so menor rellumu ye consecuencia de la distancia, yá que ta unes doce veces más alloñada qu'ésta.
La velocidá de rotación d'Alfa Lacertae ye de siquier 146 km/s, completando un xiru en menos de 17 hores. Con una masa doble que la masa solar piénsase que ye una estrella relativamente nueva, qu'apocayá empecipió la fusión de hidróxenu entrando na secuencia principal.
Una estrella de magnitú 12 a 36 segundos d'arcu nun ye una compañera real y forma una doble óptica al pie de Alfa Lacertae. Ye tamién una estrella blanca (de tipu A5) pero unes 27 vegaes más distante.
Alfa Lupi
Alfa Lupi (α Lup / HD 129056) ye la estrella más brillosa de la constelación de Lupus, el llobu, con magnitú aparente +2,30. 
Alcuéntrase a 550 años lluz del Sistema Solar.
Alfa Lupi nun tuvo nome propiu habitual sacante en China, onde yera conocida como Yang Mun o Men, la Puerta del Sur».
Otru nome dacuando utilizáu pa designar a esta estrella ye Kakkab. Provién del títulu "Kakkab El so‑gub Gud‑Elim" usáu d'antiguo nel valle del Éufrates, «la estrella a la izquierda del toru enastáu», paez qu'en referencia a un centauru representáu nel cielu.
Alfa Lupi ye una estrella xigante azul caliente de tipu espectral B1.5III, que la so temperatura superficial ye de 21.600 K. Relluma con una lluminosidá equivalente a 20.000 soles, siendo la mayor parte de la so enerxía emitida en forma de lluz ultravioleta.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar ([M/H] = +0,04 ± 0,10). 
Con una masa envalorada 10 vegaes mayor que la masa solar, ye una estrella relativamente nueva, d'unos 20 millones d'años d'edá.
Alfa Lupi ye una variable del tipu Beta Cephei, asemeyada a Murzim (β Canis Majoris). Esti tipu d'estrelles amuesen variaciones nel so rellumu por cuenta de pulsaciones na so superficie. Nel casu d'Alfa Lupi estes variaciones son d'un 3% nel so lluminosidá y el so periodu ye de daqué más de 6 hores y 14 minutos, unu de los más llargos dientro d'esta clase de variables.
Como munches estrelles de tipu espectral O y B, Alfa Lupi forma parte d'una asociación estelar OB, grupu d'estrelles esvalixáu con un probable orixe común. Concretamente ye miembru de la subasociación «Centaurus Cimera-Lupus» o UCL, que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus.
Conforma una estrella doble con una tenue «compañera» de magnitú 13, visualmente a 28 segundos d'arcu. Desconozse si dambes estrelles constitúin un verdaderu sistema binariu.
Alfa Lyncis
Alfa Lyncis (α Lyn / 40 Lyncis / HD 80493) ye la estrella más brillosa de la pequeña constelación del Llobu cerval y l'única que tien asignada una lletra griega de Bayer. Ye una estrella variable de magnitú aparente +3,14. Tamién recibe'l nome, pocu utilizáu, de Elvashak o Alvashak, que'l so orixe ye árabe (الوشق "al-washaq") y significa «el gatu montés». 
Asitiada a 222 años lluz del Sistema Solar, Alfa Lyncis ye una xigante naranxa de tipu espectral K7IIIvar. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la vecina Alsciaukat (31 Lyncis), magar la distinta distancia que nos dixebra de dambes pon de manifiestu que nun tán rellacionaes ente sigo. Ye 700 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tenida en cuenta la radiación qu'emite nel infrarroxu, yá que ye una estrella fría de 3860 K de temperatura. Como xigante que ye, el so radiu ye ente 59 y 65 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so masa ye aprosimao'l doble que la del Sol. 
Con una edá envalorada de 1400 millones d'años, nun se sabe con certidume en que fase de la evolución estelar alcuéntrase. Puede tar aumentando en rellumu con un nucleu inerte de heliu, atenuando llixeramente'l so rellumu pola fusión del heliu internu en carbonu y oxíxenu, o amontando'l so lluminosidá con un nucleu inerte de carbono enantes d'espulsar les sos capes esteriores.
Alfa Mensae
Alfa Mensae (α Men / HD 43834 / HR 2261) ye la estrella más brillosa na constelación de Mensa con magnitú aparente +5,08.
Ye la más tenue ente toles estrelles «"Alfa"» de les distintes constelaciones. 
Al tar nuna constelación menor y ser namái de quinta magnitú, nun tien nome propiu.
Alfa Mensae ye una nana mariella de tipu espectral G7V en munchos aspeutos similar al nuesu Sol. Con una temperatura superficial llixeramente inferior al de la nuesa estrella —5560 K—, el so radiu equival al 84% del radiu solar.
Relluma col 80% de la lluminosidá solar y tien una masa de 0,93 mases solares.
Al igual que'l Sol, Alfa Mensae rota amodo, con un periodu de rotación de 32 díes, una selmana más que nel casu del Sol.
La so edá envalórase ente 7.000 y 10.000 millones d'años, frente a los 4.600 millones d'años d'edá de la nuesa estrella.
Anque nun s'afayó nengún planeta estrasolar al so alredor, Alfa Mensae tien una elevada metalicidá —un 25% mayor que la del Sol—, datu que polo xeneral se rellaciona cola esistencia de compañeros subestelares.
Alcuéntrase a 33 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Microscopii
Alfa Microscopii (α Mic / HD 198232 / HR 7965) ye una estrella de la constelación de Microscopium. De magnitú aparente +4,89, ye namái la cuarta más brillosa de la constelación magar tener la denominación de Bayer «"Alfa"». Ello ye que en Microscopium les estrelles nun tán ordenaes d'alcuerdu al so rellumu, como cabría esperar, sinón d'alcuerdu a la so posición d'oeste a este.
Asitiada a 380 años lluz de distancia del Sistema Solar, Alfa Microscopii ye una xigante mariella de tipu espectral G7III. Con una temperatura superficial de 4920 K, la so lluminosidá ye 163 vegaes mayor que la del Sol. La so edá envalórase en menos d'una décima parte de la del Sol, en redol a los 420 millones d'años. Empezó siendo una estrella de tipu B8 de la secuencia principal para, 70 millones d'años tras, empezar a espandise nuna estrella xigante que'l so diámetru actual ye 17,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Una estrella tenue de magnitú 10 a namái 20 segundos d'arcu, denominada Alfa Microscopii B, paez nun ser una compañera real, sinón a cencielles otra estrella na mesma llinia de visión.
Alfa Monocerotis
Alfa Monocerotis (α Mon / 26 Monocerotis / HD 61935), tamién conocida como Llucida o Ctesias, ye una estrella de la constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +3,94. Llixeramente per debaxo en rellumu al respective de β Monocerotis, asítiase como la segunda más brillosa de la constelación. 
Asitiada a 144 años lluz del Sistema Solar, α Monocerotis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III (tamién clasificada como G9III según otres fontes) con una temperatura superficial de 4815 K. Una lluminosidá 60 vegaes mayor qu'el Sol y un radiu 11 vegaes mayor qu'el radiu solar dexen envalorar la so masa en 2,5 mases solares. El so conteníu metálico ye un 20% inferior al del Sol.
Con una edá averada de 1400 millones d'años, fai unos 250 millones d'años el hidróxenu del so nucleu escosóse, y anguaño nel so interior tien llugar la fusión nuclear del heliu. Son munches les xigantes naranxes similares visibles a simple vista nel cielu nocherniegu: ente elles, Menkent (θ Centauri) y Nash (γ Sagittarii) presenten carauterístiques casi idéntiques a α Monocerotis. Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más cercana a la Tierra, anque de temperatura y tamañu asemeyáu, ye un 25% menos lluminosa qu'Alfa Monocerotis. 
Alfa Muscae
Alfa Muscae (α Mus / HD 109668 / HR 4798) ye la estrella más brillosa na constelación de Musca, la mosca, con magnitú aparente +2,69. Al ser circumpolar al polu sur celeste nun tien nome propiu habitual, magar dacuando recibe'l nome de Myia, «mosca» en griegu. Alcuéntrase a 306 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Muscae ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2IV-V, clasificada como subxigante o como estrella de la secuencia principal. Estrella caliente de 21.900 K de temperatura, la so lluminosidá, considerando la radiación ultravioleta non visible emitida, ye 4250 vegaes mayor qu'el Sol. El so radiu ye de 4,7 radios solares y la so masa de 8 mases solares; éstos parámetros indiquen que realmente s'atopa na secuencia principal y que nun llegó entá a la etapa de subxigante.
Alfa Muscae ye una variable Beta Cephei, tipu de variable pulsante que los sos representantes más conocíos son Alfirk (β Cephei) y Murzim (β Canis Majoris). El so rellumu varia 0,05 magnitúes nun periodu de 0,09 díes.
Una estrella que ta asitiada visualmente a 29,6 segundos d'arcu d'Alfa Muscae nun ye una compañera real y forma una binaria óptica con ella.
Alfa Octantis
Alfa Octantis (α Oct / HD 199532 / HR 8021) ye una estrella de la constelación de Octans que, con magnitú aparente +5,15, ye namái la séptima más brillosa de la mesma, magar llevar la denominación «"Alfa"». Alcuéntrase a 148 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Octantis ye una estrella binaria espectroscópica que les sos componentes, bien próximes, tienen un periodu orbital de 9,073 díes. Pueden ser dos xigantes casi idéntiques de tipos espectrales F4 y F5 anque tamién fueron clasificaes como A7III y G2III, ya inclusive pueden ser estrelles entá na secuencia principal con una edá de 1900 millones d'años. La so lluminosidá conxunta ye 13,9 vegaes mayor que la del Sol.
La rápida rotación de les estrelles —en redol a 71 km/s— favorez l'actividá magnética, qu'esplicaría la elevada emisión de rayos X per parte d'una de les componentes. Una o les dos estrelles son estrelles con llinies metáliques: nel espectru, les llinies de dalgunos elementos, como'l estronciu, son especialmente fuertes. Una pequeña variación de rellumu de 0,04 magnitúes puede tar rellacionada cola rotación de les estrelles. Considerando una masa pa caúna de les componentes el doble de la masa solar, la separación media ente dambes ye de namái 0,12 UA; una elevada escentricidá fai que la separación varie ente 0,17 UA y 0,08 UA.
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 l'estrella ta empezando a crecer, siendo'l so radiu 3,1 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 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 qu'el 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 qu'el Sol, con una velocidá de rotación de siquier 205 km/s.
El so periodu de rotación ye igual o inferior a 18 hores.
Alfa Pyxidis
Alfa Pyxidis (α Pyx / HD 74575 / HR 3468) ye la estrella más brillosa de la constelación de Pyxis, la brúxula, con magnitú aparente +3,68. Dacuando recibe'l nome de Al Sumut, del árabe السموت "al-sumūt", «camín» o «dirección» de la brúxula.
Alfa Pyxidis ye una xigante azul de tipu espectral B1.5III, una estrella caliente con una temperatura superficial de 22.900 K.
La so lluminosidá, incluyendo una parte importante de la so enerxía que ye radiada nel ultravioleta, ye 18.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Dende la Tierra nun apaez más brillosa por cuenta de la gran distancia a la que s'atopa, unos 850 años lluz, xuníu a la so posición cerca del centru de la galaxa que fai qu'el polvu interestelar apangue'l so rellumu nun 30%.
Con un diámetru 8 vegaes mayor qu'el del Sol, los sos parámetros indiquen que más qu'una xigante, ye una estrella de la secuencia principal d'unes 11 mases solares con una edá averada de 18 millones d'años.
Alfa Pyxidis paez tar arrodiada d'un cascu n'espansión y puede ser una estrella variable del tipu Beta Cephei.
Alfa Reticuli
Alfa Reticuli (α Ret / HD 27256 / HR 1336) ye una estrella de magnitú aparente +3,34, la más brillosa na constelación de Reticulum. Namái visible al sur del Trópicu de Cáncer, nun tien nome tradicional. Alcuéntrase a 163 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Reticuli ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G8II-III con una temperatura superficial de 4940 K. 237 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu 21 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Emite rayos X, lo qu'indica cierta actividá magnética, inducida probablemente pola rotación estelar.
La so masa envalorada per aciu la teoría de estructura estelar a partir de la so temperatura y lluminosidá— ye 3,5 vegaes mayor que la del Sol. N'el so interior produz la tresformamientu del heliu en carbonu y oxíxenu; una vegada consumíu tol heliu, va aumentar el so rellumu de forma espectacular enantes de lliberar de les sos capes esteriores pa formar una nana blanca.
Visualmente a 48 segundos d'arcu, reparar una tenue nana colorada de tipu M0 y magnitú 12. Comparte movimientu propiu cola xigante mariella, por esistir una rellación real ente dambes estrelles. La separación ente elles ye de siquier 2450 UA, implicando un periodu orbital igual o mayor a 60.000 años.
Alfa Sculptoris
Alfa Sculptoris (α Scl / α Sculptoris / HD 5737) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor —l'escultor— de magnitú aparente +4,30.
Alfa Sculptoris ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B7IIIp. Asitiada a aprosimao a 680 años lluz del Sistema Solar, ta clasificada como una estrella variable de tipu SX Arietis que'l so rellumu varia 0,01 magnitúes. Ye aprosimao 1700 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo'l so temperatura superficial de 14.000 K. El so diámetru ye 7 vegaes mayor que la solar y la so masa ye de 5,5 mases solares.
Alfa Sculptoris ye una representante de les llamaes estrelles Bw o estrelles con llinies débiles d'heliu, onde la bayura superficial de heliu ye especialmente baxa; el conteníu d'heliu n'Alfa Sculptoris ye'l 45% del habitual. Paralelamente, les bayures d'otros elementos como siliciu, titaniu y manganesu, son estraordinariamente altes. La lenta rotación de la estrella ye responsable d'ello; les capes esteriores de la estrella permanecen inalteraes, dexando que dellos elementos fundir nel interior ente qu'otros aprucen escontra la superficie. La velocidá de rotación d'Alfa Sculptoris ye de namái 14 km/s, bien baxa en comparanza con otres estrelles de tipu B.
Alfa Scuti
Alfa Scuti (α Sct / HD 171443 / HR 6973) ye una estrella na constelación de Scutum, orixinalmente "Scutum Sobiescii", l'escudu de Sobieski. Ye la más brillosa de la mesma con magnitú aparente +3,85. Dacuando recibe'l nome, d'orixe griegu, Ionnina or Ioannina (Ιωάννινα), que lliteralmente significa «de Juan», anque probablemente'l nome referir al diseñu de «Escudu dientro d'un escudu» del blasón de Sobieski, conocíu como diseñu «Janina».
Asitiada a 199 años lluz de distancia del Sistema Solar, Alfa Scuti ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura superficial de 4280 K. Ye 132 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 21 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,6 km/s.
Alfa Scuti ye una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú 3,81 y 3,87. Desconozse'l so periodu d'oscilación —si ye que tien dalgunu— y la clase de variable que ye.
Alfa Sextantis
Alfa Sextantis (α Sex / α Sextantis / 15 Sextantis) ye la estrella más brillosa de la constelación de Sextans, de magnitú aparente +4,48. Alcuéntrase a 287 años lluz del Sistema Solar.
Alfa Sextantis ta clasificada como una xigante blanca de tipu espectral A0III, magar el so diámetru ye namái 3,8 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una temperatura efectivo de 9900 K y, con una masa tres veces mayor que la masa solar, la so lluminosidá equival a la de 122 soles. 
A los sos 300 millones d'años d'edá, ta terminando la etapa de fusión del hidróxenu, pa dientro d'otros 60 millones d'años pasar a ser una auténtica xigante de color anaranxáu muncho más brillosu. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7 km/s, una cifra baxa pa una estrella de les sos carauterístiques, polo que se piensa que la so exa de rotación pue tar apuntando aprosimao escontra la Tierra.
Observaciones realizaes col telescopiu espacial Spitzer nun detectaron escesu térmicu na radiación infrarroxo emitida por Alfa Sextantis; dichu escesu rellacionar cola presencia d'un discu circumestelar de polvu como l'esistente alredor de Vega (α Lyrae) y Fomalhaut (α Piscis Austrini). 
Alfa Sextantis ye, xuntu a Heze (ζ Virginis) y ζ Aquarii, una de les estrelles que marquen el ecuador celeste, tando asitiada namái un cuartu de grau al sur del mesmu. Debíu al movimientu de precesión de la Tierra, que fai que l'ecuador celeste vaya moviéndose a lo llargo d'un ciclu de 25.767 años, hasta avientu de 1923 Alfa Sextantis atopar nel hemisferiu norte celeste.
Alfa Telescopii
Alfa Telescopii (α Tel / HD 169467 / HR 6897) ye la estrella más brillosa de la constelación de Telescopium con magnitú aparente +3,49.
Alcuéntrase a 249 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Telescopii ye una estrella azul caliente de tipu espectral B3IV con una temperatura de 18.400 K. Anque catalogada como estrella subxigante, la so lluminosidá 900 vegaes mayor que la del Sol y la so masa en redol a 6 mases solares suxuren qu'en realidá se trata d'una estrella de la secuencia principal en que'l so nucleu'l hidróxenu tresformar en heliu.
El so diámetru envaloráu por métodos indirectos— ye unes 4,2 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Alfa Telescopii presenta una composición química peculiar. Pertenez al infrecuente tipu d'estrelles d'heliu, caracterizaes pola bayura d'esti elementu. Al igual qu'asocede n'otres estrelles químicamente anómales como les estrelles Am o les estrelles de mercuriu-manganesu, l'eleváu conteníu n'heliu rellacionar col espardimientu de los distintos átomos dientro de la estrella y nun se debe a un mayor conteníu global. Nesti sentíu, l'orixe del heliu ye distintu al de ciertes estrelles de Wolf-Rayet, como γ Velorum, onde l'arriquecimientu nesti elementu ye la resultancia de la perda per parte de la estrella de les capes esteriores riques n'hidróxenu.
Alfa Tucanae
Alfa Tucanae (α Tuc / HD 211416 / HR 8502) ye la estrella más brillosa na constelación de Tucana, siendo la so magnitú aparente +2,87. A namái 30º del polu sur celeste, nun ye observable nel hemisferiu norte percima de llatitú 30º. Alcuéntrase a 199 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alfa Tucanae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III que la so lluminosidá ye 424 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so temperatura superficial ye de 4300 K y el so radiu ye 37 vegaes más grande qu'el del Sol. Estes observaciones, combinaes cola teoría de evolución estelar, indiquen que tien una masa entendida ente 2,5 y 3 vegaes la masa solar.
En estrelles xigantes, la fusión nuclear de hidróxenu que tien llugar alredor del nucleu de heliu, xuníu a procesos de conveición, alteria la composición química de les sos superficies. Esti efectu ye claramente apreciable n'Alfa Tucanae, onde se repara un emprobecimientu de carbonu, que nesta clase d'estrelles sirve como catalizador nel tresformamientu d'hidróxenu n'heliu, según un arriquecimientu de nitróxenu, tamién xeneráu nesti procesu.
Otra manera, nel Sol, l'heliu créase al traviés d'un procesu más directu, denomináu fusión protón-protón. 
Alfa Tucanae ye una binaria astrométrica, esto ye, la estrella acompañante nun foi reparada directamente, sinón que foi detectada por cambeos nel movimientu propiu de la estrella principal. El periodu orbital ye de 11,5 años y, si la compañera fuera una nana de baxa masa, la separación ente dambes taría en redol a les 7,5 UA.
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 qu'el 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.
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.
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 vacida 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 qu'el radiu solar.
Tien aprosimao'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.
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 xuntu 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 palabra "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 el so radiu ye 2,3 vegaes mayor qu'el 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 suxure la esistencia d'un discu de polvu alredor.
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 aprosimao 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 al pie de 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.
Nel añu 6000 EC el polu norte celeste va tar ente Alfirk y la vecina ι Cephei.
Algieba
Algieba (γ Leonis / γ Lleo / 41 Leonis / HIP 50583) ye un sistema estelar de magnitú aparente +2,21.
Encuadráu na constelación de Lleo, dientro de la mesma namái ye superáu en rellumu por Regulus (α Leonis) y Denébola (β Leonis).
Marca la renombrada 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.
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.
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 qu'el radiu solar y ye 285 vegaes más lluminosa qu'el 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 —aprosimao 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— suxuren que'l par provién d'una parte distinta de la galaxa.
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.
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.
Algol
Algol (β Per / Beta Persei) ye una estrella que relluma na constelación de Perséu. Ye una de les binaries eclipsantes meyor conocíes, la primera d'esti tipu en ser afayada, y tamién una de les primeres estrelles variables polo xeneral conocíes. La magnitú de Algol bazcuya regularmente ente 2.3 y 3.5 con un periodu de 2 díes, 20 h y 49 min.
Como binaria eclipsante, en realidá consta de dos estrelles que orbitan una en redol a la otra. Por cuenta de que la Tierra topar na so planu orbital, la estrella más débil (Algol B) pasa frente a la estrella más brillosa (Algol A) una vegada per órbita, y la cantidá de lluz que llega a la Tierra escai temporalmente. Pa ser más precisos, sicasí, Algol ye un sistema estelar triple: la pareya binaria eclipsante ta dixebrada por solu 0,062 UA, ente que la tercer estrella (Algol C) alcuéntrase a una distancia media de 2,69 UA del par y el so periodu orbital ye de 681 díes (1,68 años). La masa total del sistema ye aprosimao de 5,8 mases solares y la rellación de mases ente A, B y C ye 4,5: 1: 2.
La variabilidá de Algol foi rexistrada per primer vegada na Edá Moderna en 1670 por Geminiano Montanari, pero yá yera conocida dende l'antigüedá. Paez abondo claro que los exipcios fai 3 milenios estudiaron tal variabilidá ya indicaron que'l periodu de Algol yera de 2,850 díes. Por razones relixoses, los antiguos exipcios rexistraron esti periodu n'unu de los sos calendarios, que describe esos cambeos repetitivos. El calendariu d'El Cairu hasta agora ye'l documentu históricu más antiguu calteníu del descubrimientu d'una estrella variable.
El nome Algol significa "estrella endemoniada" (del árabe رأس الغول ("Ras al-gul"), "la cabeza del demoniu"), y probablemente foi llamada asina pol so peculiar comportamientu.
En dómines nes que se creía que'l cielu yera inmutable, el fechu de qu'una estrella pudiera variar de magnitú en ciclos de casi exautamente 68 hores y 49 minutos namái podía ser obra del Diañu. Na constelación Perséu, representa'l güeyu de la gorgona Aguamala.
Estudios sobre Algol llevaron a la Paradoxa de Algol na teoría de evolución estelar: anque los componentes d'una estrella binaria fórmense simultáneamente, y les estrelles masives evolucionen de forma muncho más rápida que les menos masives, reparóse que la más masiva Algol A ta inda na so secuencia principal, ente que la menos masiva Algol B ye una estrella subxigante que se topa nuna fase más tardida del so desenvolvimientu. La paradoxa puede debese debíu al mecanismu de tresferencia de masa: cuando la estrella más masiva convertir en sub-xigante, enllenó la so lóbulu de Roche, y la mayor parte de la so masa foi tresferida a la otra estrella, que ta inda na so secuencia principal. En delles binaries asemeyaes a Algol pue vese un fluxu de gas ente los sos componentes.
Algol ta a 92,8 años lluz de la Tierra; sicasí fai 7,3 millones d'años pasó a tan solo 9,8 años lluz. Por cuenta de que la masa total del sistema ye 5,8 vegaes la masa solar, y a pesar de la gran distancia nel so aproximamientu más cercanu, la so influencia gravitatoria puede ser abonda p'alteriar la nube de Oort del Sistema Solar y amontar el númberu de cometas qu'ingresen nel Sistema Solar interior, anque la medría neta na tasa de craterización nun se cree que fuera bien eleváu.
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 xuntu 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.
El nome Algorab provién del árabe ألغراب, "Al-Ghurab", y significa «el cuervu».
Na astronomía china formaba, xuntu a Kraz (β Corvi), Gienah Gurab (γ Corvi) y Minkar (ε Minkar), el asterismo Tchin, que simbolizaba un carru de guerra.
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 qu'el 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'aprosimao 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 de 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.
Alhena
Alhena o Almeisan (Gamma Geminorum / γ Gem / 24 Geminorum) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Xéminis. Con magnitú aparente +1,93, ye superada en rellumu por Pólux (β Geminorum) y Cástor (α Geminorum).
Alhena, procedente del árabe الهنعه Al Han'ah, «la marca del camellu», ye un términu que d'antiguo designaba a delles estrelles asitiaes nel estremu suroeste de l'actual constelación de Xéminis.
Almeisan, según les sos variantes Almisan y Almeisam, provienen del árabe "Al-Maisan", «la brillosa».
En Babilonia, esta estrella señalaba la décima constelación eclíptica, Mash-amshu-sha-Ris ū, «los ximielgos del pastor»; xuntu a Tejat Prior (η Geminorum), probablemente yera Mas-tab-ba-tur-tur, «los pequeños ximielgos».
Asitiada a 105 años lluz del Sistema Solar, Alhena ye una estrella binaria espectroscópica. La componente visible, Alhena A, ye una subxigante blanca de tipu espectral A0IV y temperatura superficial de 9230 K.
Ye 160 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 2,8 mases solares.
El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular, ye unes cinco veces mayor qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
Tien una composición química similar a la del Sol.
Alhena ye la estrella más brillosa a la que se-y reparó la tapecimientu por un asteroide, (381) Myrrha, en 1991. Ello dexó conocer que Alhena B ye una nana mariella de tipu espectral G y masa similar a la del Sol, 200 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
Los dos componentes tópense dixebraes una distancia media de 8,5 UA, y percuerren una órbita escéntrica que rique 12,6 años pa ser completada.
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 que 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 de hidróxenu pa convertise nuna estrella xigante. El so radiu ye 6,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y el so masa envalórase unes 3,4 vegaes mayor que la del Sol; fai 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.
Alioth
Alioth ye'l nome de la estrella ε Ursae Majoris (ε UMa / 77 Ursae Majoris) na constelación del sietestrellu, la más brillosa de la mesma con magnitú aparente +1,76. De los trés estrelles que formen la cola» de la Osa, ye la que ta más cerca del cuerpu».
ε Ursae Majoris ye conocida por distintos nomes. El so nome árabe ye "Al-Jawn", y nun se refier a una osa sinón a un caballu negru». Alioth, escritu tamién como Aliioth o Aliath, tamién provién del árabe "alyat", que significa «cola gorda d'una oveya». Un tercer nome, "Al Hawar", significa «el blancu del güeyu» o «intensamente brillosu».
Los trés estrelles de la cola de la osa, Alioth, Mizar (ζ UMa) y Benetnasch —o Alkaid— (η UMa), representaben pa los árabes «les plañideres» d'un cortexu aciagu. El féretro, marcáu poles estrelles del Carru Mayor, yera siguíu poles plañideres, y el cortexu percorría un lentu y solemne movimientu alredor del polu norte celeste.
Estos deudos, los neños de "Al Na'ash", asesináu por "Al Jadi", representáu por Polaris, siguen arrodiando toles nueches a ésti postreru na so sede de vengación.
Dientro de la astronomía china, ε Ursae Majoris yera Yuh Kang, una porción d'un antiguu preséu astronómicu.
Al pie de otres estrelles asitiaes ente ella y Megrez (δ Ursae Majoris), constituyía Seang, «el subsecretariu d'Estáu».
Alioth ye una estrella blanca de tipu espectral A0p 108 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Con una temperatura efectivo de 9400 K, el so radiu ye 4 vegaes mayor qu'el radiu solar y la so masa ye'l triple de la del Sol. Ye una estrella Ap químicamente peculiar, la más brillosa de la so clase. El so espectru de lluz ye atípicu, amosando ciertos elementos químicos realzaos o menguaos, qu'amás paecen camudar con gran regularidá cola rotación de la estrella, nesti casu cada 5 díes. Esta variación nun se debe a la creación d'elementos, sinón a la so distribución na atmósfera de la estrella. Esta distribución ta bien influyida pol campu magnéticu estelar. Dellos elementos concentrar en distintes rexones de la estrella, entrando y saliendo del campu de visión conforme la estrella rota. Asina, la bayura de oxíxenu ye 100.000 mayor nel ecuador magnéticu que nos polos magnéticos —que nun coinciden col ecuador y los polos de la rotación—; el cromu portar de forma similar. Elementos más pesaos, como'l europiu, tamién amuesen grandes variaciones.
Clasificada como una estrella variable de tipu Alfa2 Canum Venaticorum, Alioth esibe una pequeña variación nel so rellumu de 0,02 magnitúes. Curiosamente, tien unu de los campos magnéticos más débiles ente les estrelles de la so clase, apenes 100 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre y 15 vegaes más débil que'l reparáu nel prototipu d'estes variables, α² Canum Venaticorum.
Alioth ye miembru de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles que tien un movimientu similar al traviés del espaciu con un probable orixe común. Otres conocíes estrelles de la constelación, como Mizar (ζ UMa), Merak (β UMa) o Phecda (γ UMa) tamién formen parte d'esti grupu. Alcuéntrase a 81 años lluz de distancia del Sistema Solar.
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 suxure 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 casi idéntica al Sol. Los dos estrelles, dixebraes una media de 54 UA, completen una vuelta cada 260 años. El par tópase separáu siquier 4000 UA de Alkalurops A.
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 qu'el 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.
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 "el llurdiu blancu 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 qu'el Sol.
Con una masa de 1,7 mases solares, tien una edá averada de 1000 millones d'años.
La otra estrella, denominada Alkurhah Aa, ye de tipu F7, siendo'l 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 casi idéntica a Alkurhah Aa.
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 el eclís dura dos años aprosimao. Ta a unos 2000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
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 septiembre 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, casi treinta años más tarde, ente 1901 y 1902.
Güei piénsase qu'el periodu orbital del sistema ye de 27,12 años, considerándose Almaaz una binaria eclipsante de llargu periodu. Sicasí, Almaaz sigue siendo na actualidá unu de los sistemes estelares más estraños y menos entendíos.
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 qu'el 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, suxuría 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 aníu 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 aníu de 20 ~ UA. L'aníu 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.
Alnilam
Alnilam (Épsilon Orionis / ε Ori / 46 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 Trés Maríes») xuntu a Mintaka (δ Orionis) y Alnitak (ζ 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 K, tan caliente qu'alluma la nebulosa de reflexón NGC 1990. Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie a 2000 km/s fai que pierda masa a un ritmu 20 millones de vegaes mayor qu'el 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.
Alnitak
Alnitak (Dseta Orionis / ζ Ori / 50 Ori) ye un sistema estelar asitiáu na constelación d'Orión. Forma parte del llamáu Cinturón d'Orión xuntu a Mintaka (δ Orionis) y Alnilam (ε Orionis) y colles forma'l grupu conocíu como «los trés Maríes», siendo Alnitak la estrella asitiada más al sur. El so nome provién del árabe النطاق "an-ninṭāq" y significa «la petrina». 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. 
Alnitak ye un sistema estelar triple, que les sos componentes principales tán dixebraes 2,1 segundos d'arcu. La estrella principal del sistema, Alnitak A, ye de la mesma una estrella binaria, calter recién afayáu en 1998. La componente principal, Alnitak 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 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 qu'el 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 casi 2.000 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.
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.
El nome de Alphecca provién del árabe "al-na´dir al-fakkah", «la (estrella) brillosa nel (aníu) 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 con la 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 de Ariadna, faciendo referencia al orixe d'esta postrera («de Knossos»).
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 qu'el Sol. La so masa ye 2,7 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye 2,7 vegaes más grande qu'el 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 que Alphecca forma parte de la llamada corriente de la Asociación estelar del sietestrellu, conxuntu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven conjuntamente al traviés del espaciu.
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, galio, manganesu y europiu, y conteníos escepcionalmente baxos d'otros elementos. Piénsase qu'estes anomalíes son la resultancia 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.
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 respectives 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 qu'el 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. 
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 qu'el 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 qu'el 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 aprosimao'l doble que la del Sol. 
Con una edá envalorada de 1400 millones d'años, fai unos 300 millones d'años remató nel so interior la fusión nuclear de 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 suxure que Alsciaukat ye una xigante aumentando en rellumu per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu que llueu se tresformará nuna variable Mira.
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 alifaz zed", d'onde provién el nome de la estrella Tarazed (γ Aquilae)—, el nome persa pal asterismo 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 de hidróxenu. Con un nucleu inerte de 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 qu'el 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.
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.
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.
Altais
Altais (δ Draconis / δ Dra / 57 Draconis) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Draco —el dragón— dempués de Etamin (γ Draconis), η Draconis y Alwaid (β Draconis).
La so magnitú aparente ye +3,07.
El nome de Altais provién del árabe "Al Tais" y significa «la Cabra», en referencia a un asterismo que simbolizaba esti animal na antigua astronomía árabe.
Otra denominación bien utilizada pa esta estrella ye Nodus Secundus o Nodus II, d'orixe llatinu, pos marca'l segundu nuedu na figura del dragón.
Na astronomía china, δ Draconis, xuntu a Tyl (ε Draconis), π Daconis, ρ Draconis y Alsafi (σ Draconis), constituyía Tien Choo, «la Cocina Celestial».
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.
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 qu'el 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.
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 qu'el radiu solar, equivalente al 65% de la distancia ente Mercuriu y el Sol. Dientro de les xigantes asitiar al pie de 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'aprosimao 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.
Alterf
Alterf (λ Leonis / λ Lleo / 4 Leonis / HD 82308) ye una estrella na constelación de Lleo 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 al pie de 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—, al pie de la distancia a la que s'atopa —336 años lluz—, dexa evaluar el so verdaderu tamañu, 60 vegaes mayor qu'el 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 qu'el 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.
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 Canis Majoris), Adhara (ε Canis Majoris), Wezen (δ Canis Majoris) y Murzim (β 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 virxes». 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 de 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.
Alula Australis
Alula Australis (ξ Ursae Majoris / ξ UMa / 53 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu.
La palabra "Alula" provién d'una frase árabe que significa «el primer saltu», ente que la palabra "Australis" fai referencia a la so posición al sur al respective de Alula Borealis (ν Ursae Majoris).
Alcuéntrase a una distancia de 27,3 años lluz del Sistema Solar y l'estrella conocida más cercana a ella ye Gliese 450, a 3,8 años lluz. Esta estrella ye medianamente bono d'acolumbrar cerca de la llende de visibilidá al norte dende l'hemisferiu sur nel mes d'abril.
Alula Australis ye una estrella múltiple con un fondu interés históricu.
Magar Mizar (ζ Ursae Majoris) foi la primera estrella doble conocida, Alula Australis foi la primer estrella doble onde se supo que les componentes taben físicamente xuníes, cuando William Herschel reparó que orbitaban ente sigo.
Coles mesmes, foi la primera binaria visual pa la cual calculóse la so órbita, xera llevada a cabu por Félix Savary en 1828.
El sistema consta de siquier cinco componentes, siendo les estrelles principales dos binaries, que reciben el nome de Alula A y Alula B.
La componente principal de Alula A, denominada Alula Aa (HD 98231 / HR 4375), ye una nana mariella de tipu espectral G0V, casi ximielga al Sol, con magnitú aparente +4,33.
Tien una temperatura efectivo de 5927 ± 25 K y ye un 10% más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye un 4% más grande qu'el radiu solar y tien aprosimao la mesma masa que nuesa estrella.
El periodu orbital de la estrella que la acompaña, Alula Ab, ye de 1,833 años.
Esta postrera mover nuna órbita escéntrica que fai que la distancia al respective de Alula Aa varie ente 0,8 y 2,6 UA.
Paez ser que ye una tenue nana colorada —posiblemente de tipu M3— de 0,5 mases solares.
Alula B, la otra binaria, ta apoderada tamién por una nana mariella, Alula Ba (HD 98230 / HR 4374). De tipu G5V, la so magnitú aparente ye +4,80.
Tien una temperatura averada de 5720 K y la so lluminosidá equival al 72% de la lluminosidá solar.
El so radiu y masa son, respectivamente, un 10% y un 2% menores que los del Sol.
Al so alredor xira una compañera bien cercana —a una distancia de 0,06 UA— nuna órbita circular que'l so periodu ye de 3,98 díes; puede ser una nana marrón, una nana colorada ya inclusive una nana naranxa.
Per otra parte, datos astrométricos indiquen la posible esistencia d'una tercera acompañante nesti subsistema.
Los dos binaries —que la so órbita foi la resuelta por Félix Savary— tópense dixebraes ente sigo por una distancia media de 21,2 UA.
La notable escentricidá orbital fai que la separación ente elles varie ente 29,6 y 13,4 UA; el postreru periastru tuvo llugar en 1955.
El so periodu orbital ye de 59,878 años.
En 2012 afayóse una nana marrón acomuñada al sistema Alula Australis, que la so separación proyeutada ye de 4100 UA.
Llamada provisionalmente WISE J111838.70+312537.9 —les sigles WISE provienen del telescopiu espacial Wide-field Infrared Survey Explorer col que s'afayó—, ye una fría nana marrón de tipu T8.5.
La lluminosidá infrarroxa y el color d'esti oxetu suxuren que la so masa estender dende 28 hasta 58 vegaes la masa de Xúpiter, dependiendo de la edá del sistema.
Dende la perspectiva de la nana marrón, Alula A y B apaeceríen dixebraes nel cielu 15 minutos d'arcu.
Caúna d'elles rellumaría con magnitú aparente -9, unes 100 vegaes más brilloses que Venus vistu dende la Tierra.
El sistema Alula Australis esibe la metá de la metalicidá del Sol ([Fe/H] = -0,29).
Esti baxu conteníu metálico según la baxa actividá cromosférica de Alula Aa suxure que tien una edá comparable a la del Sol, pero sía que non cimeru a 2000 millones d'años.
Alula Borealis
Alula Borealis (ν Ursae Majoris / ν UMa / 54 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,49. La palabra "Alula" provién d'una frase árabe que significa «el primer saltu», ente que la palabra "Borealis" fai referencia a la so posición al norte al respective de Alula Australis (ξ Ursae Majoris). 
Esta estrella ye medianamente bono d'acolumbrar a la llende del norte dende l'hemisferiu sur nel mes d'abril.
A una distancia de 421 años lluz, Alula Borealis ye una estrella binaria que la so estrella principal, Alula Borealis A, ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura superficial de 4100 K. Con una lluminosidá 1355 vegaes superior a la del Sol, el so radiu ye equivalente a 66 vegaes el radiu solar, esti últimu valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular. El so masa envalórase cuatro vegaes mayor que la masa solar.
Visualmente a 7,4 segundos d'arcu alcuéntrase Alula Borealis B, una estrella de magnitú +10,1; la so separación con Alula Borealis A caltúvose casi constante mientres los postreros 175 años, lo qu'implica una rellación real ente dambes estrelles. Alula Borealis B ye una nana mariella de tipu G1V que la so lluminosidá ye un 30% mayor que la del Sol y que tien una masa llixeramente mayor que la d'ésti. La so separación con Alula Borealis A ye de siquier 950 UA.
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 de Etamin (γ Draconis) y η Draconis.
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, otru autores rellacionen l'orixe del nome cola palabra "Al ʽAwwād", «el músicu del laúd».
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.
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 qu'el Sol y tien un radiu 40 vegaes más grande qu'el 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.
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 palabra 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 Serpentis y θ 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 aprosimao y los sos lluminosidáes respectives equivalen a 18 y 13 vegaes la lluminosidá solar. A diferencia del Sol tienen altes velocidaes de rotación, siquier 143 km/s pa θ Serpentis y 196 km/s pa θ Serpentis —casi 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.
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 de 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 qu'el Sol, siendo'l so radiu 2,7 vegaes más grande qu'el 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.
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.
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.
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 de AM Canum Venaticorum ye de namái unos 17 minutos. Son estrelles riques en heliu ensin traces detectables de 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 de ondes gravitacionales. Estimaciones del ritmu de tresferencia de masa en AM Canum Venaticorum asitien esti valor en redol a 10 M/añu.
AN Columbae
AN Columbae (AN Col / HD 35165) ye una estrella de la constelación de Columba de magnitú aparente +6,06.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (2,27 ± 0,55 milisegundos d'arcu), a 1440 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AN Columbae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B5IVnpe.
La so temperatura efectivo ye de 21.500 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 7950 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 350 ± 30 km/s.
La so masa ye de 8,9 mases solares, polo que ta casi na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
AN Columbae ye, amás, una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +6,03 y +6,11.
Catalogada como estrella Be —Merope (23 Tauri) o φ Andromedae A son dos estrelles Be asemeyaes—, tamién foi catalogada como una «estrella con envoltura» clásica.
Ancha
Ancha (θ Aquarii / θ Aqr / 43 Aquarii), ye una estrella na constelación d'Acuariu asitiada a 191 años lluz del Sistema Solar.
El términu Ancha, «cadril» nel llatín medieval, tien el so orixe na posición que la estrella ocupaba na figura d'Acuariu, el portador de l'agua; sicasí, na mayor parte de los atles modernos apaez asitiada na cinturón delantre de la figura.
Per otra parte, según dellos autores, na antigua China recibía'l nome de Lei, «la llárima».
Ancha ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4909 K.
Tien un diámetru 15,4 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,85 milisegundos d'arcu—.
De magnitú aparente +4,17, la so lluminosidá ye 83 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Ancha tien una metalicidá daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,10), siendo la so bayura relativa de fierro un 25% mayor que la d'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,94 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,8 mases solares y paez tener una edá entendida ente 440 y 580 millones d'años.
Ankaa
Ankaa ye'l nome propiu de la estrella α Phoenicis, la estrella más brillosa de la constelación del Fénix. Otros nomes que tamién recibe son "Nair al-Zaurak", d'orixe árabe, que'l so significáu ye "el rellumu del barcu"; "Cymbae" o "Llucida Cymbae", traducción llatina de l'anterior frase árabe; o tamién "Cabeza del Fénix". La so magnitú aparente ye de 2,37 y la so distancia a la Tierra ye d'unos 77 años lluz.
Ankaa ye similar a munches de les estrelles visibles a güeyu nel cielu nocherniegu, siendo una estrella subxigante anaranxada de clase K0 III. Esta clase implica una estrella de tamañu relativamente grande, con una masa d'unes 2,5 mases solares y unos 13 radios solares, amás d'una temperatura superficial de 4.800 K. La so lluminosidá ye de 62 vegaes la del Sol, lo cual facer tener una magnitú absoluta de 0,52.
Na actualidá créese que s'atopa metanes una curtia anque estable fase de consumu de les sos reserves de heliu del so evolución estelar; sicasí, esta fase nun va ser demasiáu llarga en términos astronómicos primero qu'espulse les sos capes esteriores dando llugar a una nebulosa planetaria y termine asina la so vida como una nana blanca. Ye sabíu que tien una pequeña estrella compañera, polo que resulta ser un sistema binariu, orbitando a 1,7 UA de la estrella principal (una distancia similar a la que dixebra'l Sol de Marte), nun periodu de 10,5 años.
Anser (estrella)
Anser ye'l nome de la estrella α Vulpeculae (α Vul / 6 Vulpeculae / HD 183439), la más brillosa de la constelación de Vulpecula —la rapiega— con magnitú aparente +4,44. El so nome, proveniente del nome tradicional de la constelación en llatín "Vulpecula cum Ansere", fai referencia al gansu ("Anser") que d'antiguo figuraba na constelación al pie de la rapiega. Llucida Anseris ye otru nome utilizáu pa designar a esta estrella.
Anser ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura superficial de 3850 K. D'un tamañu 53 vegaes mayor qu'el radiu solar —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular—, la so lluminosidá ye equivalente a 390 soles. Un altu conteníu de nitróxenu —casi'l doble que nel Sol— suxure que los subproductos procedentes de la fusión termonuclear d'una capa de hidróxenu alredor d'un nucleu inerte, tán algamando la superficie. Otra manera, la bayura de metales más pesaos ye baxa, siendo'l so conteníu de fierro equivalente a 2/3 del que tien el Sol. 
Anser forma una estrella doble óptica con 8 Vulpeculae, una xigante naranxa de tipu espectral K0III y magnitú +5,82. Anque visualmente dambes tán dixebraes namái 7 minutos d'arcu, 8 Vupeculae tópase un 60% más alloñada que Anser. Esta postrera alcuéntrase a 297 años lluz de nós.
Anwar al Farkadain
Anwar al Farkadain (η Ursae Minoris / η UMi / 21 Ursae Minoris) ye una estrella na constelación boreal de la Osa Menor. De magnitú aparente +4,95, alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar. El so nome, d'orixe árabe, significa «el más brillosu de los dos magüetos/tenrales», en contraposición a Alifa al Farkadain, «el más tenue de los dos magüetos», denominación que recibe la estrella ζ Ursae Minoris. Curiosamente Alifa al Farkadain ye más brillosu que Anwar al Farkadain.
Esta postrera ye tamién conocida pol nome de Alasco.
Anwar al Farkadain ye una estrella nana blancu-mariella de tipu espectral F5V —non bien distintu del Sol— anque más caliente qu'él, con una temperatura de 6400 K. La so lluminosidá, equivalente a 7,4 soles, ye mayor de lo que cabría esperar pa una estrella del so tipu espectral y temperatura, polo que se piensa que ta próxima a convertise nuna subxigante, esto ye, una estrella que remató la combustión del hidróxenu.
Con un diámetru dos veces mayor qu'el del Sol, la so masa envalórase en redol a 1,4 mases solares.
A diferencia del Sol, que la so velocidá de rotación ye de 2 km/s, Anwar al Farkaidan tien una velocidá de rotación enforma mayor, de siquier 76 km/s, emplegando menos de 1,4 díes en completar una vuelta, tiempu enforma menor qu'el periodu de rotación solar d'aprosimao 27 díes.
AO Canum Venaticorum
AO Canum Venaticorum (AO CVn / 20 Canum Venaticorum / HD 115604 / HR 5017) ye una estrella variable de la constelación de Canes Venatici, la cuarta más brillosa de la mesma. Entá teniendo magnitú aparente +4,72 nun tien denominación de Bayer. 
A 286 años lluz de distancia del Sistema Solar, AO Canum Venaticorum ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F3III. Con una temperatura efectivo de 7046 K, ye 88 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu 5,8 vegaes mayor qu'el radiu solar. El so conteníu de fierro ye casi'l doble qu'el del Sol. Con una masa de 2,5 mases solares, la so edá envalórase en 600 millones d'años.
Los sos parámetros físicos son similares a la estrella δ Scuti, anque la so lluminosidá ye mayor que la d'ésta. Tamién comparte la so condición de variable pulsante con esta estrella, una y bones AO Canum Venaticorum tamién ye una variable Delta Scuti. La amplitú de la so variación ye bien pequeña —apenes 0,05 magnitúes—, tando clasificada como una variable Delta Scuti de baxa amplitú. Anque la mayor parte de les estrelles d'esti subtipo son estrelles de la secuencia principal y estrelles de cúmulos abiertos, AO Canum Venaticorum nun axunta nenguna de los dos condiciones. El so periodu d'oscilación ye de namái 2,92 hores.
AO Cassiopeiae
AO Cassiopeiae (AO Cas / HD 1337 / HR 65 / HIP 1415) ye una estrella binaria eclipsante na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +6,10. Conocida tamién como Estrella de Pearce, alcuéntrase a unos 7000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
AO Cassiopeiae ye un sistema estelar doble, notable en dellos aspeutos. De primeres, ye unu de los sistemes más masivos y lluminosos que se conocen. Los dos componentes son estrelles masives del pocu frecuente tipu espectral O, azules y bien calientes. La mayor d'elles tien una masa 32 vegaes mayor que la masa solar, un radiu 23 vegaes más grande qu'el radiu solar y una lluminosidá averada de 300.000 soles. La segunda componente, daqué más pequeña, tien una masa de 30 mases solares y un radiu 15 vegaes más grande qu'el del Sol.
De segundes, les dos estrelles tán bien próximes ente sigo, completando una órbita alredor del centru de mases común en namái 3,5 díes. La distancia ye tan pequeña que tán bien aburuyaes y les sos superficies prácticamente tóquense, esistiendo intercambiu de materia ente dambes. La so separación ye del orde de 2,5 - 3 vegaes el radiu de la estrella mayor. 
Cuando una de les estrelles empiece a espandise escontra una superxigante colorada, la otra estrella va encloyar la so capa esterior.
AO Mensae
AO Mensae (AO Men) ye una estrella na constelación de Mensa.
De magnitú aparente +9,99, nun ye observable a simple vista.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 126 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la nueva Asociación estelar de Beta Pictoris —que tien una edá averada de 10 millones d'años— de la que tamién formen parte, amás de β Pictoris, AU Microscopii, AT Microscopii y PZ Telescopii.
AO Mensae ye una nana naranxa de tipu espectral K4Ve con una temperatura superficial ente 4377 y 4590 K.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 20% de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 20% más pequeñu qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 16,4 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,67 díes, equivalente a 1/9 del que tien el Sol.
Tien una masa de 0,80 mases solares y presenta una bayura de litiu daqué cimeru a la solar (log[Li] = 1,91).
Catalogada como variable de tipu BY Draconis, el so rellumu fluctúa ente magnitú +9,96 y +10,18.
AP Columbae
AP Columbae (AP Col) ye una estrella na constelación de Columba, visualmente 30 minutos d'arcu al oeste de HD 42054.
De magnitú aparente +13,34, nun ye visible a simple vista, y alcuéntrase a 27,4 ± 0,2 años lluz del Sistema Solar.
AP Columbae ye una nana colorada de tipu espectral M4.5y con una temperatura efectivo de 3250 K.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 11 ± 1 km/s.
Primeramente pensóse que yera una estrella de la secuencia principal con una masa en redol a les 0,25 mases solares, pero'l so rellumu en banda V ye 1,5 magnitúes cimera al que cabría esperar si tuviera na secuencia principal.
Anguaño créese que AP Columbae ye una «estrella presecuencia principal», la estrella d'esta clase más cercana al Sistema Solar.
Estes nueves estrelles tán na fase de contracción gravitatoria previa a la entrada na secuencia principal; apaecen más lluminoses que les estrelles del mesmu color de la secuencia principal por cuenta de que les sos fotosferes tienen una mayor superficie.
Anque nun se detectó en AP Columbae escesu nel infrarroxu —característicu d'estrelles desaxeradamente nueves de menos de 10 millones d'años d'edá—, la so bayura relativa de litiu según la so actividá cromosférica ponen de manifiestu la so mocedá.
AP Columbae tien una edá envalorada ente 12 y 50 millones d'años, y el so cinemática correspuende a la d'un miembru de la asociación estelar de Argus / IC 2391.
AP Columbae ye una estrella acandilante, detectándose cinco fogarals nun periodu de nueve hores; la más intensa aumentó'l rellumu de la estrella 2,5 magnitúes.
Igualmente ye activa en rayos X, reparándose col satélite ROSAT un fogaral de 12 hores qu'amontó la so lluminosidá en rayos X n'aprosimao un orde de magnitú.
AP Leonis
AP Leonis (AP Lleo / HIP 54188 / BD+05 2439) ye un sistema estelar na constelación de Lleo de magnitú aparente media +9,32.
Visualmente alcontrar a pocu más de 2º al sur de χ Leonis.
Alcuéntrase a 341 años lluz del Sistema Solar.
AP Leonis ye una estrella binaria cercana que les sos componentes, al tar mui cerca la una de la otra, comparten les sos capes esteriores de gas.
El grau de «sobrecontacto» ye del 24,9% y foi clasificada ente tipu espectral F8 y G0.
La componente principal tien una temperatura efectivo de 6150 K, anque otru estudiu señala una temperatura 150 K inferior de 6000 K.
La so masa ye un 47% mayor que la masa solar y el so radiu ye un 49% más grande qu'el del Sol.
Contribúi col 74% de la lluminosidá conxunta del sistema.
La componente secundaria tien apenes el 30% de la masa del so acompañante (M/M = 0,297), lo qu'equival a 0,44 mases solares.
Con una temperatura de 6201 K, tien un radiu un 13% inferior al radiu solar.
Dambes componentes roten a gran velocidá, unes 100 vegaes más apriesa que'l Sol.
El periodu orbital d'esti sistema binariu ye de 0,4304 díes (10,33 hores).
La variabilidá de AP Leonis afayóse en 1961 por Strohmeier y Knigge.
Darréu catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de AP Leonis fluctúa ente magnitú aparente +9,32 y +9,91.
Constatóse qu'el periodu escai a lo llargo del tiempu, siendo esta variación de 1,08×10 díes per añu.
Esti amenorgamientu atribuyir a dos mecanismos: de primeres, a la tresferencia de masa dende la estrella primaria a la secundaria envalorada en 5,3×10 mases solares per añu—, y en segundu llugar a la perda de momentu angular por «frenáu» magnéticu.
Coles mesmes, el periodu de AP Leonis varia nun ciclu de 22,4 años, lo que puede tar causáu pola presencia d'un tercer oxetu nel sistema.
El periodu orbital de dichu oxeto —alredor de la binaria de contactu— sería d'aprosimao 22,4 años, magar la escentricidá de la órbita ye incierta. 
La so masa paez ser bien baxa, nun contribúi al total de lluz del sistema y nun esiste evidencia espectroscópica del mesmu; ello llevó a pensar que pueda ser una nana marrón.
Agrupamientu bermeyu
El agrupamientu bermeyu (red clump n'inglés) ye una de les fases tardíes de la evolución estelar de les estrelles de masa entemedio (0,5 M < M < 9-10 M) y alta metalicidá. Esta fase ta asitiada a la derecha y daqué percima nel diagrama de Hertzsprung-Russell con al respective de la parte central-inferior de la secuencia principal (onde estes estrelles empiecen la so vida), lo qu'implica que son oxetos de baxa temperatura y lluminosidá entemedia. D'ende, que los radios de les estrelles del agrupamientu bermeyu sían enforma mayores que los de les estrelles de la secuencia principal. 
Esti periodu na fase d'una estrella correspuende col quemáu de heliu nel so nucleu y va precedíu pola fase de xigante colorada (onde se quemar hidróxenu nuna capa alredor d'un nucleu inerte d'heliu). Compárese esto cola fase de secuencia principal, na que se quemar hidróxenu nel nucleu.
Los modelos predicen que les lluminosidaes absolutes de les estrelles del agrupamientu bermeyu son relativamente independientes de la so masa y metalicidá, polo que pueden ser usaes pa envalorar la so distancia. Esti métodu aplícase con frecuencia a cúmulos asitiaos na Vía Lláctea y a oxetos asitiaos en galaxes cercanes.
AQ Andromedae
AQ Andromedae (AQ And / HD 2342 / HIP 2180) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda. Ye una estrella distante, que la so distancia envalorada al Sistema Solar ye de 3300 años lluz.
AQ Andromedae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5 con una temperatura superficial de 2660 K.
Estes clase d'estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; AQ Andromedae facer a razón de 4,3 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 9700 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 4,09 ± 0,80 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 450 vegaes más grande qu'el diámetru solar, cifra namái averada yá que depende de la distancia a la que s'atope AQ Andromedae.
Diversos modelos envaloren la temperatura del polvu nun rangu entendíu ente 28 y 49 K.
Ello correspuende a una mayor perda de masa nel pasáu —fai unos 19.000 años—, del orde de 152 × 10 mases solares per añu.
Envalórase que'l ritmu de perda de masa estelar varia cada 2000 - 5000 años.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de AQ Andromedae varia ente magnitú aparente +7,7 y +9,5 nun periodu de 169 díes.
AQ Puppis
AQ Puppis (AQ Pup / HD 65589 / HIP 38965) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. 
AQ Puppis ye una cefeida clásica, al igual que RS Puppis y BN Puppis, tamién nesta mesma constelación. Estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu de AQ Puppis, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +8,08 y +9,39 nun periodu de 30,0980 díes.
De tipu espectral mediu F5Ib, la so temperatura efectivo ye de 5304 ± 104 K.
De gran tamañu, inclusive comparada con otres cefeides, el so radiu ye 150 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye tres veces más grande que η Aquilae o O Sagittarii, dos cefeides cercanes. 
Si ocupara'l llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Venus.
Presenta un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,14.
Los niveles de aluminiu y calciu son tamién más baxos que nel Sol, ente que'l sodiu ye llixeramente más abondosu que na nuesa estrella ([Na/H] = +0,08).
AQ Puppis ye una estrella binaria que la so distancia respectu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 10.700 años lluz.
AR Bootis
AR Bootis (AR Boo / GSC 01999-00011) ye una estrella variable na constelación de Boötes de magnitú aparente media +12,76.
Alcuéntrase a unos 1150 años lluz del Sistema Solar.
AR Bootis ye una binaria de contactu onde, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas.
El sistema pertenez al subtipo W dientro de les binaries de contactu, onde la estrella primaria, de tipu espectral G9, ye más caliente pero menos masiva qu'el so acompañante.
La componente principal, con una masa de 0,35 mases solares y un radiu equivalente al 65% del que tien el Sol, relluma col 32% de la lluminosidá solar.
El periodu orbital del sistema ye de 0,34487 díes (8,28 hores).
Catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de AR Bootis fluctúa ente magnitú aparente +12,70 y +13,60.
A lo llargo de 56 años constatóse qu'el periodu ta aumentando; piénsase que la tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva ye responsable, siquier en parte, d'esta variación.
Coles mesmes, una variación cíclica con un periodu de 7,57 años puede debese a la presencia d'un tercer oxetu invisible o a la esistencia d'un ciclu d'actividá magnética na estrella secundaria.
AR Lacertae
AR Lacertae (AR Lac / HD 210334 / HR 8448) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada na parte septentrional de la mesma, a 6 minutos en ascensión reuta de la llende cola constelación de Cygnus. Alcuéntrase a 137 años lluz del Sistema Solar.
AR Lacertae ye una binaria eclipsante compuesta por una subxigante mariella de tipu espectral G2 IV y una estrella xigante —o posiblemente tamién subxigante— clasificada como K0 III, K0 IV o K2 III. Les mases de dambes componentes son 1,23 y 1,27 mases solares, y los radios son 1,52 y 2,72 radios solares respectivamente.
El rellumu de AR Lacertae bazcuya ente magnitú aparente +6,08 y +6,77 siguiendo l'esquema tipu de les variables RS Canum Venaticorum, con un periodu de 1,983 díes. Esti tipu d'estrelles son variables eruptives que les sos componentes tienen intensa actividá cromosférica. Dambes estrelles tán bien próximes; en AR Lacertae l'envoltoriu de gas presente nel sistema provoca una distorsión de la curva de lluz. El sistema presenta una variabilidá significativa na rexón de rayos X y nel ultravioleta estremu (EUV), probablemente debida a l'actividá de dambes componentes.
Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, AR Lacertae ye la cuarta más brillosa en rayos X, namái superada por II Pegasi, V711 Tauri y UX Arietis. La so lluminosidá —en dicha rexón del espectru— ye de 137,7×10 W.
Arkab
Arkab (Beta Sagittarii / β Sagittarii / β Sgr) puede referise a dos sistemes estelares distintos:
Arkab Posterior
Arkab Posterior (β Sagittarii / β Sgr / HD 181623) ye una estrella de magnitú aparente +4,28. Xuntu con Arkab Prior (β Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «"Beta"» na constelación de Saxitariu, anque son estrelles totalmente independientes. Arkab Posterior alcuéntrase a 139 años lluz, unos trés vegaes más cerca que Arkab Prior.
El nome "Arkab" provién del árabe "Al ʼUrḳūb", traducíu como'l «tendón de aquiles» del arqueru.
Coles mesmes, l'astrónomu persa Zakariya al-Qazwini conocía a esta estrella, xuntu a Rukbat (α Sagittarii) y Arkab Prior, como "Al Ṣuradain", los dos "Surad" (páxaros del desiertu).
Arkab Posterior ta catalogada como una estrella xigante de tipu espectral F2III con una temperatura averada de 6900 K y una lluminosidá 27 vegaes mayor que la del Sol, casi toa ella en forma de lluz visible. La so masa y diámetru, respectivamente 2 y 1,4 vegaes mayores que los valores solares, indiquen que Arkab Posterior nun ye en realidá una xigante, sinón una estrella de la secuencia principal nes sos etapes finales de fusión de hidróxenu. Con una edá de 1200 millones d'años, a lo sumo trátase d'una subxigante.
Tocantes a el so conteníu metálico, presenta 2/3 partes de la metalicidá solar ([Fe/H] = -0,17).
Arkab Posterior tien una velocidá de rotación de siquier 126 km/s, 63 vegaes mayor que la del Sol, completando un xiru en menos de 1,4 díes. Esta diferencia débese a que mientres les estrelles fríes como'l Sol (tipu espectral posterior a F5) ven frenada la so velocidá de rotación por cuenta de les sos campos magnéticos, nes estrelles más calientes esto nun asocede, xirando a una velocidá enforma mayor.
Arkab Prior
Arkab Prior (β Sagittarii / β Sgr / HD 181454) ye una estrella de magnitú aparente +3,96. Xuntu a Arkab Posterior (β Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «"Beta"» na constelación de Saxitariu, anque son estrelles totalmente independientes. Arkab Prior alcuéntrase a 378 años lluz, prácticamente'l triple de distancia que Arkab Posterior.
El términu "Arkab" provién del árabe "Al ʼUrḳūb", traducíu como'l «tendón de aquiles» del arqueru.
Coles mesmes, l'astrónomu persa Zakariya al-Qazwini conocía a esta estrella, xuntu a Rukbat (α Sagittarii) y Arkab Posterior, como "Al Ṣuradain", los dos "Surad", páxaros del desiertu descritos de distinta manera por diversu autores.
Arkab Prior ye una estrella binaria que les sos dos componentes tán visualmente separaes 28 segundos d'arcu.
Arkab Prior A, la más brillosa, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V. La so lluminosidá, teniendo en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta, ye equivalente a 440 soles. La so masa averada ye de 3,5 mases solares y el so radiu ye 6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Arkab Prior B ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V y magnitú aparente +7,4. Cola metá de masa que Arkab Prior A, la separación ente les dos estrelles ye de siquier 3300 UA —83 vegaes la distancia ente Plutón y el Sol—, con un periodu orbital de siquier 82.000 años.
Arneb
Arneb (α Leporis / α Lep / 11 Leporis) ye una estrella de magnitú aparente +2,58, la más brillosa na constelación de Lepus, la llebre. El so nome, proveniente del árabe "al-arneb", significa «la llebre», aludiendo al conxuntu de la constelación. 
Arneb ye una superxigante mariella, non bien distinta de Canopus (α Carinae), y solamente la so distancianza —unos 1300 años lluz respectu al Sistema Solar— fai que nun apaeza más brillosu. Con una magnitú absoluta de -5,40 ye una de les estrelles intrínsecamente más lluminoses que pueden reparase a simple vista, siendo la so lluminosidá equivalente a 13.000 soles. El so diámetru ye tamién bien grande, 75 vegaes más grande qu'el del Sol. Tien una temperatura superficial de 7000 K.
Na fase final de la so vida, piénsase que Arneb yá pasó la fase de superxigante colorada y ta en procesu de contracción y calentamientu, magar pudiera ser que tuviera na fase espansión escontra una superxigante colorada.
Como resultancia del procesu d'avieyamientu, presenta un conteníu de nitróxenu cinco veces mayor que la solar resultada de la fusión del hidróxenu en heliu al traviés del ciclu CNO, produciéndose nitróxenu como subproductu— y un conteníu de sodiu doble qu'el del Sol.
Con una masa nel momentu de la so nacencia ente 8 y 10 mases solares, Arneb va acabar los sos díes como una trupa nana blanca de tamañu asemeyáu al de la Tierra.
Arrakis (estrella)
Arrakis, Errakis o Alrakis ye'l nome pol que ye conocíu'l sistema estelar μ Draconis (μ Dra / 21 Draconis) na constelación de Draco.
Dichu términu provién del árabe "ar-rāqiṣ", «el danzante».
Los dos componentes principales del sistema son dos nanes marielles de tipu espectral F5V y F7V. Dambes de magnitú aparente +5,8, son asemeyaos a Tabit (π Orionis), γ Serpentis o χ Draconis A, esta postrera tamién en Draco. Al igual qu'el Sol, son estrelles de la secuencia principal anque más calientes y lluminoses qu'ésti. Asina, la lluminosidá conxunta del sistema equival a 7 vegaes la lluminosidá solar.
Los dos estrelles tienen un tamañu asemeyáu, siendo'l so radiu aprosimao un 50% más grande qu'el radiu solar.
La masa envalorada de la estrella F5 ye un 20% mayor que la del Sol, ente que la de la so compañera ye un 10% mayor que la de la nuesa estrella.
El periodu orbital del sistema ye de 672 años, siendo la separación media ente dambes componentes de 109 UA.
Sicasí, l'acusada escentricidá de la órbita fai que la separación varie nun factor de 2,5 ente 62 y 156 UA; el postreru periastru tuvo llugar en 1949.
De la mesma, la estrella de tipu F7 tien una compañera cercana. Ésta ye una nana mariella de tipu G4V similar al Sol, con una masa envalorada de 0,9 mases solares. La separación media ente estos dos estrelles ye de 4 ~ UA.
Una cuarta componente alloñada orbita alredor de les otres trés estrelles con un periodu del orde de 4000 años. De magnitú aparente +11,7, paez ser una nana colorada de tipu M3.
Arturu (estrella)
Arturu (Alfa Bootis / α Boo / 16 Bootis) ye la tercera estrella del cielu nocherniegu con una magnitú visual de -0,04, dempués de Siriu (α Canis Majoris) y Canopus (α Carinae); considerando xuntes los dos componentes principales de Alfa Centauri, que nun se pueden resolver a simple vista, Arturu pasa a ser la cuarta estrella más brillosa. Trátase, poro, de la estrella más brillosa del hemisferiu celeste norte. La so constelación ye Boötes, «El Boyero». Alcuéntrase naNube Interestelar Local.
El nome de Arturu provién del griegu antiguu Αρκτοῦρος ("Arcturus"), «el guardián de la osa» y ta rellacionáu cola so proximidá a les constelaciones del sietestrellu ("Ursa Major") y la Osa Menor ("Ursa Minor").
En árabe recibe'l nome de As-Simak ar-Ramih (السماك الرامح), traducíu pela pierna del que porta la llanza» o «el noble que porta la llanza». Esti nome, romanizáu nel pasáu, dio llugar a los nomes de Aramec y Azimech, güei obsoletos. Otru nome árabe ye Al-Harith as-Sama' (الحارس السماء), «el que guarda los cielos».
Nel antiguu Exiptu paez que yera conocida como "Smat", «el que reina» o «el que gobierna», según "Bau", «el que vien».
Un calendariu astronómicu exipciu del sieglu XV e.C. acomuña a Arturu con Antares (α Scorpii) nuna inmensa figura celestial llamada "Menat".
Pa dellos autores yera unu de los astros de cultu nos templos del Nilu y nel templu de Venus en Ancona (Italia).
En astronomía hindú correspuende a la nakshatra —una de les casones nes que s'estrema'l cielu— de "Svātī"; ellí tamién-y la llamaba "Nishṭyá", «fora», posiblemente pol so localización boreal llueñe del zodíaco.
En China yera conocida como Ta Kiō, «el gran cuernu», ente que cuatro pequeñes estrelles cercanes yeren Kang Che, «el llagu de la seca».
En aragonés se la llapada Petarruego, probablemente una denominación formada pol verbu "petar" y pol antiguu axetivu "ruco" («colloráu»).
Arturu ye una xigante naranxa de tipu espectral K1.5III, distante 36,7 años lluz del Sistema Solar, la segunda estrella xigante más próxima dempués de Pólux (β Geminorum).
Con una temperatura superficial de 4290 K, ye visualmente 113 vegaes más lluminosa qu'el Sol; pero si considérase la radiación qu'emite nel infrarroxu, la so lluminosidá ye casi'l doble, 215 vegaes mayor que la solar.
El so radiu, llográu a partir de la midida del so diámetru angular (0,0210 segundos d'arcu), ye 25,7 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so masa ye aprosimao un 50% mayor que la del Sol y piénsase que nel so nucleu internu yá empezó la fusión nuclear de heliu en carbonu.
Emite rayos X débiles, lo que suxure que tien actividá magnética —pudiendo tener una «corona oculta»—, daqué inusual nuna estrella de les sos carauterístiques.
Abarrúntase que pue ser una estrella variable, recibiendo la denominación de NSV 6603.
La velocidá relativa d'Arturu respeutu al Sol, mayor que la d'otres estrelles brilloses, según la so baxa metalicidá —aprosimao un 28% de la solar—, suxuren que pue ser una estrella vieya de Población II y un miembru del discu gruesu galácticu. Forma parte d'un grupu de 53 estrelles que se mueven conjuntamente al traviés de nuesa galaxa y que recibe'l nome de «Grupu d'Arturu».
Una interesante teoría sostien qu'Arturu, según el restu d'estrelles que formen el so grupu, formáronse más allá de les llendes de la Vía Lláctea; la edá de dalgunos de los sos miembros puede remontase hasta los 10.000 - 12.000 millones d'años, lo qu'implicaría que pueden provenir d'una galaxia satélite absorbida nel pasáu por nuesa mesma galaxa.
Arundhati
Según el "Átharva-veda" (fines del II mileniu e.C.), orixinalmente la "arundhatí" yera una enredadera melecinal. Yá nel "Ramaiana" (sieglu III e.C.) apaez la lleenda de Kardama y Arundhatí.
Identificar cola estrella de la mañana (el planeta Venus, que tamién ye la estrella de la tarde) y tamién cola estrella Alcor, que forma una estrella doble con Mizar, na constelación del sietestrellu.
Na India a Mizar se la llapada Vásishta y a Alcor, Arundhatí.
Cuidao que esta estrella ye apenes visible, esiste la creencia de que cuando daquién ta cerca de la muerte, yá nun puede estremar la estrella Arundhatí.
Amás, por cuenta de la so debilidá, esiste'l costume d'amosala por pasos: en primer llugar amuésense estrelles cercanes más brilloses, y depués en rellación a estes diríxese l'atención a la débil Arundhatí.
En rellación a esto, hai una máxima que diz: "«Arundhatí darshana niaiá»", qu'en sánscritu significa que s'amuesa daqué por inferencia, pasando dende los pasos conocíos a los desconocíos.
AS Draconis
AS Draconis (AS Dra / HD 107760) ye un sistema estelar na constelación de Draco de magnitú aparente +8,00.
Alcuéntrase a 138 años lluz del Sistema Solar.
En primer instancia, AS Draconis ye una binaria que la so primaria ye una nana mariella de tipu espectral G4V.
Con una temperatura efectivo de 5830 K ya igual masa qu'el Sol, el so radiu ye apenes un 3% más pequeñu qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12 km/s.
La estrella secundaria ye una nana mariellu-anaranxada de tipu G9V que la so temperatura ye de 5250 K.
Tien una masa de 0,85 mases solares y el so radiu equival al 84% del que tien el Sol.
La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye un 15% superior a la lluminosidá solar.
Presenten un bien so conteníu metálico —equivalente namái al 19% del que tien el Sol—, ente que'l conteníu de litiu ye distintu nos dos componentes; la más caliente tien un conteníu más alto que'l Sol, ente que la más fría tener más baxu (A(Li) = 0,85).
El periodu orbital d'esta binaria ye de 5,4125 díes, siendo'l valor del semiexe mayor de la órbita 0,07 UA.
AS Draconis destaca porque se mueve al traviés de la Vía Lláctea con una velocidá relativa respectu al Sol de 139,7 km/s.
Esta velocidá ye por demás elevada: a títulu comparativu, Etamin (γ Draconis), η Draconis y Tyl (ε Draconis), estrelles a una distancia comparable a la d'AS Draconis, mover a una velocidá relativa ente 15 y 30 km/s respectu al Sol.
AS Draconis ye una variable RS Canum Venaticorum, reparándose una variación de rellumu de 0,10 magnitúes.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,017 × 10 W.
AS Serpentis
AS Serpentis (AS Ser / AN 42.1935) ye una estrella variable na constelación de Serpens.
Alcuéntrase na rexón de Serpens Caput, la cabeza de la culiebra, ente ψ Serpentis y 10 Serpentis.
La so distancia al Sistema Solar ye de 1154 ± 17 años lluz.
AS Serpentis ye una estrella binaria que les sos componentes tán tan próximes que casi lleguen a tocase, compartiendo la so capa esterior de gas.
Enllenen el 99% de los sos lóbulos de Roche, polo que prácticamente constitúi una binaria de contactu.
La componente principal tien tipu espectral F2 y una temperatura averada de 7000 K.
La so masa ye un 50% mayor que la del Sol y el so radiu un 53% mayor que la d'ésti, rellumando con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La estrella acompañante tien la metá de masa que'l Sol y el so radiu equival al 90% del radiu solar.
La velocidá de rotación d'esta binaria ye 55 vegaes mayor que la del Sol. 
El periodu orbital del sistema ye de 0,4659 díes (11,18 hores), tando clasificada AS Serpentis como una binaria eclipsante. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +11,40 y +12,00, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 0,26 magnitúes pal primeru y 0,10 magnitúes pal segundu.
Amás reparóse que'l periodu orbital nun ye constante, sinón que bazcuya; la amplitú d'esta oscilación ye de 0,0049 díes a lo llargo d'un periodu de 11,8 años.
Ello puede debese a ciclos d'actividá magnética de dambes componentes o a la presencia d'un tercer cuerpu non detectáu.
Nesta última hipótesis, el tercer cuerpu, de 0,28 mases solares, sería una nana colorada de tipu M5V si fora una estrella de la secuencia principal y orbitaría a una distancia de 5,93 UA de la binaria cercana.
Asellus Australis
Asellus Australis (δ Cancri / 47 Cancri / HD 74442) ye una estrella de magnitú aparente +3,94, la segunda más brillosa na constelación de Cáncer dempués de Altarf (β Cancri). L'orixe del so nome rellacionar col vecín cúmulu El Preselbe (M44), flanqueado por dos pollinos al este —"Asellus" significa «pollín» en llatín—; Asellus Australis ye'l más meridional, ente que Asellus Borealis (γ Cancri) ye'l más septentrional.
Asitiada a 136 años lluz del Sistema Solar, Asellus Australis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III.
Tien una temperatura superficial de 4585 K y relluma con una lluminosidá 53 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa envalorada asítiase en redol a los dos mases solares.
Como en munches xigantes análogues, nel so nucleu tien llugar la fusión nuclear del heliu.
La so metalicidá ye daqué inferior a la solar, alredor de 3/4 partes de la mesma.
Asellus Australis ye una de les estrelles más brilloses de la eclíptica —«trayectoria» que percuerre'l Sol al traviés del cielu—, pos ta asitiada 5 minutos d'arcu al norte de la mesma.
Forma una doble óptica con una estrella de magnitú +12,2 a 40 segundos d'arcu, nun esistiendo rellación física ente dambes.
Asellus Borealis
Asellus Borealis (γ Cnc / γ Cancri / 43 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +4,67. L'orixe del nome rellacionar col cúmulu El Preselbe (M44), que se topa flanqueado por dos pollinos al este —"Asellus" significa «pollín» en llatín—; Asellus Borealis ye'l que s'atopa más al norte, ente que Asellus Australis (δ Cancri) ye'l más meridional.
Asitiada a 158 años lluz del Sistema Solar, Asellus Borealis apaez catalogada como una subxigante blanca de tipu espectral A1IV. Con una temperatura superficial de 9400 K —envalorada a partir del so tipu espectral—, relluma con una lluminosidá equivalente a 29 soles, siendo el so radiu'l doble del radiu solar.
A partir d'estos parámetros puede evaluase la so masa, 2,3 vegaes mayor que la del Sol, ya indiquen que más qu'una subxigante ye una estrella blanca de la secuencia principal de 780 millones d'años d'edá.
La so velocidá de rotación proyeutada, 79 km/s, trai un periodu de rotación igual o inferior a 1,3 díes; l'amiestu de gases por cuenta de la rápida rotación porta una composición química normal, escluyéndola del grupu de les estrelles peculiares.
Asellus Borealis tien dos compañeres visuales a 1 y 2 minutos d'arcu respectivamente.
La segunda d'elles, denominada Gamma Cancri B, ye una estrella binaria.
Asellus Primus
Asellus Primus (θ Bootis / θ Boo / 23 Bootis) ye una estrella de la constelación de Boötes con magnitú aparente +4,04. El nome "Asellus" significa «pollín» en llatín, siendo trés les estrelles que lleven esti nome na constelación: d'este a oeste son Asellus Primus —la primera—, Asellus Secundus (ι Bootis) —la segunda— y Asellus Tertius (κ Bootis), la tercera y postrera. Asellus Primus alcuéntrase a 48 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Asellus Primus ye una nana mariella de tipu espectral F7V más caliente y lluminosa qu'el Sol, de carauterístiques asemeyaes a Zavijava (β Virginis). Con una temperatura superficial de 6300 K, ye 5 vegaes más lluminosa que'l Sol. El so radiu ye 1,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa ta entendida ente 1,25 y 1,5 mases solares.
Tien una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,14).
Al igual que'l Sol, Asellus Primus emite rayos X, lo qu'indica que tien una corona caliente, magar nun se detectó un campu magnéticu.
Visualmente puede apreciase una tenue compañera de magnitú +11,1 a 69 segundos d'arcu de Asellus Primus. 
Ye una nana colorada de tipu M2.5V con una temperatura de 3500 K, que la so lluminosidá ye apenes el 2 o'l 3% de la solar. Anque se desconoz si tán gravitacionalmente xuníes, el so movimientu común al traviés del espaciu indica que dambes tán rellacionaes. La separación real ente los dos ye de siquier 1000 UA.
Asellus Tertius
Asellus Tertius (κ Bootis / κ Boo / 17 Bootis) ye una estrella doble na constelación de Boötes, el boyero. El nome "Asellus" significa «pollín» en llatín, siendo trés les estrelles que lleven esti nome na constelación: d'este a oeste son Asellus Primus (θ Bootis), Asellus Secundus (ι Bootis) y Asellus Tertius.
Los dos componentes d'esta postrera, d'oeste a este, desígnense κ Bootis y κ Bootis. Separaes visualmente 13,4 segundos d'arcu, equivalente a una separación real de más de 840 UA, constitúin una verdadera binaria que'l so periodu orbital envalórase nunos 8700 años. Alcuéntrase a 155 años lluz de distancia del Sistema Solar.
κ Bootis (HD 124674 / HR 5328) ye una estrella de magnitú aparente +6,58. De tipu espectral F1V, tien una temperatura de 6835 K y ye 3,7 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con un radiu un 40% más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 38 km/s.
De la mesma, κ Bootis ye una binaria espectroscópica —la so duplicidá establecida pola so espectru— con un periodu orbital de 4,9 años. La separación media ente estos dos componentes ye de 2,5 UA, menguando hasta 1,2 UA nel periastru.
κ Bootis (HD 124675 / HR 5329) ye, con magnitú +4,53, la más brillosa del par. Ye una subxigante blanca de tipu A8IV con una temperatura efectivo de 7830 K.
Rota muncho más apriesa que la so compañera, con una velocidá de rotación de siquier 121 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 1,2 díes.
La so bayura nos distintos elementos químicos ye, polo xeneral, similar a la del Sol; solamente cromu y níquel, deficitarios, y azufre, sobreabundante, estremar d'esta llinia.
La so lluminosidá ye 27 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un radiu casi 3 vegaes más grande qu'el del Sol, confirmando'l so estatus de subxigante.
Tien una masa aprosimao'l doble de la masa solar.
Per otra parte, κ Bootis ye una variable Delta Scuti; estes variables, caracterizaes por una fluctuación nel so rellumu de décimes de magnitú, pueden ser consideraes una versión menor de les cefeides. Caph (β Cassiopeiae) ye una de les representantes más brilloses del grupu. La amplitú na variación de rellumu de κ Bootis ye de 0,05 magnitúes, siendo'l periodu principal de 1,555 hores.
Askella
Askella o Ascella (ζ Sagittarii / ζ Sgr / 38 Sagittarii) ye una estrella de la constelación de Saxitariu de magnitú aparente +2,60. Ye la tercera más brillosa de la constelación detrás de Kaus Australis (ε Sagittarii) y Nunki (σ Sagittarii). El so nome provién del llatín y significa «axila», n'alusión a la so posición nel cuerpu del guerreru.
A 89 años lluz de distancia del Sistema Solar, Askella ye una estrella binaria que les sos dos componentes son de tipu espectral A. La estrella principal ta catalogada como una xigante blanca de tipu espectral A2III y 9000 K de temperatura. La so lluminosidá ye 31 vegaes mayor que la del Sol, con una masa de 2,2 mases solares.
La componente secundaria ta catalogada como una subxigante de tipu A2IV daqué más fría que la so compañera con una temperatura de 8500 K. 26 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,1 mases solares. Estos parámetros físicos indiquen qu'en realidá dambes estrelles son estrelles blanques de la secuencia principal, non xigantes nin subxigantes. Con una separación media ente elles de 13,4 UA —que bazcuya ente 10,6 y 16,1 UA pola escentricidá de la órbita—, el periodu orbital del sistema ye de 21,14 años.
Una tenue compañera de magnitú +9,8, denominada Askella C, alcuéntrase visualmente a 75 segundos d'arcu de la primaria. Desconozse si forma realmente parte del sistema estelar, o, lo que ye más probable, ta alliniada al azar.
Aspidiske
Aspidiske ye'l nome de la estrella ι Carinae (ι Car / HD 80404), la cuarta más rellumante de la constelación de Carina, de magnitú aparente +2,21. El so nome, d'orixe griegu, significa «pequeñu escudu». Otros nomes d'esta mesma estrella son Scutulum (proveniente del llatín) y Turais (d'orixe árabe), que vienen a significar lo mesmo. Nun ha de confundise cola cercana y daqué menos brillosa Azmidiske (ξ Puppis), que'l so nome ye bien similar.
Aspidiske ye una superxigante blanca de tipu espectral A8Ib. Con una temperatura efectiva de 7400 K, la so lluminosidá equival a 4900 soles y el so radiu envalórase 43 vegaes más grande que'l del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada, 10 km/s, da llugar a un llargu periodu de rotación igual o inferior a 215 díes.
Per otra parte, emite rayos X, lo qu'implica cierta actividá magnética, daqué inusual nuna estrella de les sos carauterístiques.
Con una masa unes siete veces mayor que la masa solar, Aspidiske tien una edá averada de 40 millones d'años. Claramente per debaxo de la llende riquida polo que nun futuru va esplotar como supernova y rematar los sos díes como una nana blanca similar a Siriu B (α Canis Majoris B).
Aspidiske allúgase a unos 690 años lluz del Sistema Solar.
Por cuenta de la precesión de la Tierra, esta estrella va marcar el polu sur celeste aprosimao nel añu 8100 de la nuesa era.
Asterion (estrella)
Asterion o Chara (β Canum Venaticorum / β CVn / 8 Canum Venaticorum) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza, asitiada nel perru más meridional. De magnitú aparente +4,26, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación dempués de Cor Caroli (α Canum Venaticorum).
Distante 27,4 años lluz del Sistema Solar, les estrelles conocíes más próximes a Asterion son Gliese 450 y Groombridge 1830, dambes a 5 años lluz.
Asterion paez ser un nome deriváu del llatín pa raigañu comestible» o «estrelláu».
Asterion ye una nana mariella de tipu espectral G0V de carauterístiques tan asemeyaes a les del Sol que puede ser considerada un ximielgu solar.
A diferencia de la nuesa vecina Alfa Centauri A —estrella tamién paecida al Sol—, nun tien nenguna compañera estelar brillosa.
La so masa ye un 2% menor que la del Sol, ente que'l so diámetru ye apenes un 2,5% más grande.
La so temperatura efectivo ye de 5896 K, magar ye un 25% más lluminosa que la nuesa estrella.
Asterion tamién ye detectada na rexón de rayos X del espectru electromagnéticu, implicando que, como'l Sol, tópase arrodiada por una corona caliente.
La so velocidá de rotación ye igual o mayor de 3 km/s —un 50% más rápida que la del Sol—, polo que completa una vuelta en menos de 17 díes.
Anque nel pasáu suxurióse que Asterion podía ser una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2430 díes, posteriores analises paecen refugar esta posibilidá.
Sicasí, Asterion ye una estrella probe en metales, con una bayura relativa de fierro igual al 60% de la que tien el Sol. Los valores de tolos elementos evaluaos tán per debaxo de los valores solares; cobre, níquel y vanadiu amuesen una bayura similar a la del fierro, ente que los conteníos de siliciu, azufre, cinc y magnesiu equivalen al 70% de los de la nuesa estrella.
Asterion ye un oxetivu prioritariu na busca de planetes terrestres, siendo escoyida ente les 30 estrelles presentaes a los científicos del proyectu de la NASA Terrestrial Planet Finder (TPF) y del proyectu Darwin de la Axencia Espacial Europea pa la busca de planetes habitables.
La órbita d'un hipotéticu planeta terrestre nel qu'esistiera agua líquido tendría que ser asitiada aprosimao a 1,1 UA.
Asterope (estrella)
Astérope ye'l nome que comparten dos estrelles pertenecientes al cúmulu abiertu de les Pléyades, na constelación de Tauru.
Trátase de les estrelles que la so denominación Flamsteed son 21 Tauri y 22 Tauri, recibiendo'l nome de Astérope I y Astérope II, respectivamente.
Tamién son nomaes como Sterope I y Sterope II.
Dambes tán dixebraes 2'24" d'arcu. Nun formen un sistema binariu, pos s'atopen a una distancia averada ente elles de 33 años lluz.
Tán asitiaes a una distancia averada ente 350 y 400 años lluz de la Tierra.
AT Circini
AT Circini (AT Cir / HD 122314 / HIP 68692) ye una estrella variable na constelación austral de Circinus, el compás.
De magnitú aparente media +8,4, alcuéntrase aprosimao a 550 años lluz del Sistema Solar. 
AT Circini ye una estrella binaria con un periodu orbital de 3,2575 díes.
Los dos estrelles tán bien próximes ente sigo, constituyendo una «binaria semidesprendida», lo qu'implica qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, tresfiriendo masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
El tipu espectral conxuntu ye A5IV-V, que correspuende a una subxigante o estrella de la secuencia principal blanca.
La componente principal tien una temperatura efectivo de 7978 K y una lluminosidá 37,14 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 3,20 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 2,41 mases solares.
Pela so parte, la estrella acompañante, más fría, tien una temperatura de 6550 K.
27,5 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 4,07 más grande qu'el radiu solar y la so masa ye'l doble de la del Sol.
AT Circini ye una binaria eclipsante —asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis— que'l so rellumu mengua 0,40 magnitúes mientres el eclís principal.
AT Microscopii
AT Microscopii (AT Mic / HD 196982 / Gliese 799 / HIP 102141) ye un sistema estelar na constelación de Microscopium, asitiáu al noroeste de α Microscopii, al suroeste de ω Capricorni y al este de Askella (ζ Sagittarii). Ye una binaria visual que les sos componentes, dos nanes coloraes —denominaes Gliese 799 A y B—, tán dixebraes 4 segundos d'arcu. Probablemente forma un sistema triple cola estrella AU Microscopii, asitiada a 1,18 años lluz. AT Microscopii alcuéntrase a 33,3 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los dos componentes del sistema AT Microscopii tienen tipu espectral M4.5 Ve y son prácticamente idéntiques. De magnitú aparente +10,99 y +11,00, son estrelles tenues con una lluminosidá de 0,0037 y 0,0036 soles y un radiu en redol al 40% del radiu solar. Nel diagrama de Hertzsprung-Russell asítiense llixeramente percima de la secuencia principal, lo qu'apunta escontra la so mocedá; la edá de dambes estrelles envalórase en redol a 12 millones d'años. El sistema tien un periodu orbital de 209 años, y les estrelles mover nuna órbita escéntrica (y = 0,256) que fai que la separación ente dambes varie ente 24,2 UA nel periastru y 40,8 UA nel apoastru.
Gliese 799 A ye una estrella acandilante, una de les primeres en ser reconocíes como tal por Willem Jacob Luyten. Foi bien reparada dende la década de 1970, tantu nel espectru visible —onde presenta frecuente variabilidá sobremanera na banda O—, como na rexón de microondes y nes llonxitú d'onda de metros, onde tamién se detectaron erupciones.
Atik
Atik ye'l nome de la estrella ο Persei (ο Per / 38 Persei / HD 23180) na constelación de Perséu. El so nome provién del árabe "Al-'Atiq", que'l so significáu ye «el costazu de les Pléyades». De magnitú aparente +3,83, alcuéntrase a una incierta distancia de 1475 años lluz del Sistema Solar.
Atik ye una estrella binaria espectroscópica formada por una xigante blancu-azulada de tipu espectral B1III de 22.000 K de temperatura efectivo, y otra estrella de tipu espectral B3V con una temperatura de 18.600 K. La primera ye unes diez veces más lluminosa que la segunda. Dambes estrelles xiren en redol al centru de mases común cada 4,42 díes y tópense tan próximes que la fuerza de marea aburuya la so forma, polo que tienen forma elipsoidal en cuenta d'esférica.
Atik destaca tamién como fonte de rayos X, lo que suxure la esistencia de gases con dos temperatures distintos. Un gas caliente a 3 millones Kelvin probablemente ye producíu cuando los vientos estelares de dambes estrelles topeten. Otru gas, con una temperatura inda más alta de 16 millones K, puede venir de dalgún tipu de corona caliente.
Atles (estrella)
Atles (27 Tauri / HD 23850 / HR 1178) ye una estrella que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +3,62 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Ye la segunda más brillosa de les Pléyades, dempués d'Alcíone (η Tauri). Na mitoloxía griega, Atles yera'l titán padre de les Pléyades, d'onde provién el so nome.
Atles ye una estrella binaria, tando los dos componentes separaes 0,4 segundos d'arcu. Atles A, la más brillosa de les dos, ye una estrella xigante blancu-azulada de tipu espectral B8III. La so lluminosidá ye 940 vegaes mayor que la del Sol —incluyendo la radiación emitida nel ultravioleta— y la so temperatura superficial ye de 12.300 K. Al igual qu'otres estrelles de tipu espectral B, Atles A xira bien apriesa en comparanza al Sol, con una velocidá de rotación de siquier 212 km/s.
Tien cierta reputación como estrella Be, implicando la esistencia d'un aníu de material radiante productu de la rápida rotación.
Per otra parte, Atles A paez ser una binaria espectroscópica, que les sos componentes tienen magnitúes +4,1 y +5,6.
Atles B, de magnitú +6,8, alcuéntrase siquier a 52 UA d'Atles A. Ye una estrella de tipu A que completa una órbita alredor de la so compañera cada 150 años a lo menos.
Atria (estrella)
Atria (Alfa Trianguli Australis / α TrA / HD 150798) ye la estrella más brillosa de la constelación Triangulum Australe («El Triángulu Austral»), con una magnitú aparente de +1,91. El so nome ye una contracción de la so denominación de Bayer «Alpha Trianguli Australis».
Atria ye una xigante naranxa de tipu espectral K2II-III con una incierta temperatura superficial d'ente 3970 y 4400 K. A una distancia de 415 años lluz del Sistema Solar, tien un radiu aprosimao 130 vegaes más grande qu'el radiu solar. 
Si tuviera nel llugar del Sol la so superficie quedaría cerca de la órbita de Venus.
Con rellación a la so estáu evolutivu, Atria yá escosó'l hidróxenu nel so nucleu y ta tresformando'l heliu en carbonu y oxíxenu.
Con una masa d'unes 7 mases solares, tien una edá envalorada de 45 millones d'años.
Anque paez ser una estrella solitaria, esisten dellos nicios qu'apunten escontra una posible compañera estelar. De primeres, Atria ta clasificada como una estrella de bariu. Piénsase qu'estes estrelles fueron contaminaes con elementos pesaos provenientes d'una compañera cercana, primeramente más masiva —y que, poro, evolucionó enantes— y qu'agora ye una nana blanca; esta compañera tresferiría parte de la so materia a la componente que güei vemos. De segundes, emite una cantidá importante de rayos X, que'l so orixe puede tar nuna compañera nueva de tipu solar.
Anque mientres enforma tiempu nun hubo evidencia observacional de tala compañera estelar, en 2007 el Telescopiu espacial Hubble atopó un oxetu tenue a una separación de 0,4 segundos d'arcu de la brillosa xigante.
Piénsase que pue ser una nana mariella de tipu G0 asemeyáu al Sol.
AU Microscopii
AU Microscopii (AU Mic / HD 197481 / GJ 803) ye una estrella na constelación de Microscopium que s'atopa a 32,4 años lluz de distancia del Sistema Solar. De magnitú aparente +8,61, visualmente atopar al noroeste de α Microscopii, al suroeste de ω Capricorni, al sur de Dabih (β Capricorni) y al este de Askella (ζ Sagittarii).
AU Microscopii ye una nana colorada de tipu espectral M1Ve con una temperatura efectivo de 3730 K.
Ye una estrella nueva de namái 12 millones d'años d'edá, menos del 1% de la del Sol.
Tien namái la metá de la masa del Sol y una décima parte de la so lluminosidá. Ye miembru de la Asociación estelar de β Pictoris y, al igual que β Pictoris, tópase arrodiada por un discu de polvu circumestelar.
Probablemente forma un sistema triple cola estrella binaria AT Microscopii, asitiada a namái 1,18 años lluz.
AU Microscopii presenta una variación de rellumu casi sinusoidal con un periodu de 4,865 díes. Sicasí, l'amplitú d'esta variación camuda amodo col tiempu; la variación en banda V yera de 0,3 magnitúes en 1971, menguando a 0,1 magnitúes pa 1980.
Per otra parte, les observaciones de AU Microscopii en tol espectru electromagnéticu punxeron de manifiestu que ye una estrella acandilante en toles llonxitúes d'onda entendíes ente ondes de radiu y rayos X.
Les fulguraciones de AU Microscopii fueron identificaes per vegada primera en 1973.
AU Microscopii tien un discu circumestelar de polvu, empobináu de perfil respeutu al observador terrestre, que'l so radio ye de siquier 200 UA.
Envalórase que la masa del polvu visible nel discu ye siquier equivalente a la masa de la Lluna, ente que los planetesimales más grandes que producieron el polvu deben terner una masa siquier seis veces mayor.
La distribución d'enerxía espectral del discu en llonxitúes d'onda submilimétricas indica la presencia d'un furacu nel interior del discu que s'estiende hasta 17 UA, ente que les imaxes de lluz tremao envaloren que'l radiu de dichu furacu ye de 12 UA.
Pela so parte, al combinar la distribución d'enerxía espectral col perfil de rellumu superficial llógrase un valor inferior pal radiu del furacu interior, ente 1 y 10 UA.
La parte interior del discu ye asimétrica y amuesa una estructura nes 40 UA más interiores. Esta estructura interna foi comparada cola que podría esperase si'l discu viérase influyíu por cuerpos de mayor tamañu o si tuviera lugar formación planetaria recién.
La presencia del furacu interior, según la so estructura asimétrica, favoreció la busca de planetes estrasolares n'órbita alredor de AU Microscopii, ensin qu'hasta la fecha esista evidencia de la so esistencia.
Sicasí, estudios basaos n'observaciones del Telescopiu espacial Hubble sostienen que'l discu probablemente contién embriones planetarios del tamañu de Plutón en crecedera pa formar cuerpos más grandes.
El rellumu superficial del discu como función de la distancia proyeutada "b" al respective de la estrella, amuesa una forma característica. Asina, les 15 UA interiores del discu paecen tener una densidá aprosimao constante. A partir de "b ≈ 15 UA", la densidá empieza a menguar; de primeres dicha amenorgamientu ye lenta, d'alcuerdu a "b " —onde "α ≈ 1,8"— pero, a partir de "b ≈ 43 UA", el rellumu cai más abruptamente según "b ", siendo "α ≈ 4,8".
El discu de polvu en redol a AU Microscopii foi estudiáu en diversos llonxitúes d'onda, dexando llograr distinta información sobre'l mesmu. En llonxitúes d'onda visibles, la lluz reparada ye la lluz estelar tremada poles partícules de polvu na nuesa llinia de visión. Les observaciones nestos llonxitúes d'onda utilicen un puntu coronográfico pa bloquiar la lluz que provién directamente de la estrella, apurriendo imaxes del discu n'altu resolvimientu.
Cuidao que la dispersión ye deficiente pa la lluz de llargor d'onda más llarga que'l tamañu de los granu de polvu, la comparanza ente imaxes a distintos llonxitúes d'onda —espectru visible y infrarroxu cercanu, por casu— da información sobre'l tamañu de los granos de polvu que formen el discu.
Avior (estrella)
Avior ye'l nome de la estrella ε Carinae (ε Car / HR 3307), la tercera más brillosa de la constelación de Carina con magnitú aparente +1,95. El so nome ye d'orixe recién, siendo asignáu na década de 1930 al crease "The Air Almanac", un almanaque de saléu usáu poles fuerces aérees britániques. Ye la estrella más brillosa de la Falsa Cruz, asterismo que forma al pie de Aspidiske (ι Carinae), δ Velorum y κ Velorum.
Tocantes a les sos carauterístiques físiques, Avior ye una estrella binaria que s'atopa a 630 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III que ta acompañada por una estrella azul de la secuencia principal de tipu B2V.
La masa envalorada d'esta postrera ye de 7 mases solares.
Conjuntamente, el sistema tien una lluminosidá 6000 vegaes mayor que la lluminosidá solar, siendo difícil precisar cual de los dos componentes ye la más lluminosa.
Separaes visualmente 0,02 segundos d'arcu, la distancia ente dambes estrelles ye d'unes 4 UA.
Esiste cierta evidencia de que Avior constitúi una binaria eclipsante, onde'l pasu d'una estrella per delantre de la otra produz fluctuaciones nel so rellumu del orde de 0,1 magnitúes cada 2,2 años.
AW Ursae Majoris
AW Ursae Majoris (AW UMa / HD 99946 / HIP 56109 / SAO 62579) ye una estrella variable de la constelación del sietestrellu. Asitiada cerca de la llende con Lleo, alcontrar a 3º de Alula Australis (ξ Ursae Majoris) y a igual separación de 62 Ursae Majoris. Alcuéntrase a 215 años lluz del Sistema Solar.
AW Ursae Majoris foi tradicionalmente clasificada como una estrella binaria de contactu, esto ye, la proximidá ente dambes componentes fai que compartan les sos capes esteriores.
Sicasí, estudios recién señalen qu'en realidá les estrelles nun tán en contactu —nun lleguen a enllenar los sos lóbulos de Roche—, pero paez esistir un aníu lluminosu de materia que toma tol sistema.
El tipu espectral de AW Ursae Majoris ye F0 o F2 y el periodu orbital d'esta binaria ye de 0,4387 díes.
La temperatura efectivo de la primaria ye de 6980 K.
Ye unu de los sistemes onde la rellación ente les mases de les componentes ye menor ("q" ~ 0,10), asemeyáu al de ε Coronae Australis y GR Virginis.
L'actual estrella primaria —la más masiva— tien una masa averada de 1,6 mases solares y una lluminosidá 6,6 vegaes mayor que la del Sol, siendo una estrella cercana a la secuencia principal.
Pela so parte, l'actual estrella secundaria prácticamente escosó'l hidróxenu nel so nucleu, y piénsase que ye una estrella muncho más evolucionada.
Con una masa inicial en redol a 1,5 mases solares, perdió probablemente la mayor parte de la so masa a lo llargo de la so evolución, siendo una gran parte d'esta masa tresferida a l'actual primaria.
Nun futuru, en perdiendo una fracción grande de la so momentu angular, esti sistema binariu puede evolucionar escontra una variable FK Comae Berenices.
AW Ursae Majoris ye una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris.
El so rellumu varia ente magnitú aparente varia ente +6,83 y +7,13 a lo llargo del periodu de 0,4387 díes.
AX Coronae Borealis
AX Coronae Borealis (AX CrB / SAO 64632 / HIP 75011) ye una estrella variable de magnitú aparente 9.04 en banda V y 8.5 en banda R encuadrada na constelación de Corona Boreal, asitiada na posición Alfa: 15h 19 m 40.12 s y Delta: +31º 50' 33.02” (2000.0), alcontrada non llueñe de la tamién estrella variable O Coronae Borealis (O CrB).
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos (0.02369 segundos d'arcu), alcuéntrase a 135 años lluz del nuesu Sol (daqué más de 42 pc), polo cual el so movimientu propiu añal ye destacáu: -0.181" n'ascensión reuta y 0.139" en declinación (Hipparcos).
Ye un astru llevemente anaranxáu de tipu espectral K0 y clas de lluminosidá V perteneciente a la Secuencia principal con una masa igual a 0.83 la del Sol; la so velocidá radial ye igual a -26.6 km/s (averar a la Tierra), debíu al movimientu del nuesu Sistema Solar. El so índiz de color B – V ye igual a 0.04 y la so temperatura efectivo calcúlase en redol a los 5231 K (SIMBAD database).
Afayada como variable nel añu 2006, ye tamién una estrella binaria bien amplia (2009).
Al ser de tipu BY Draconis les leve variación de rellumu que presenta (en redol a 0.19 magnitúes en banda V) débese a la presencia de manches solares na so superficie, que apaecen y sumen a midida que la estrella rota: la velocidá de rotación proyeutada (v sen i) envalórase igual a 8.2 km/s con un periodu de rotación igual a 9.24 díes, que concasa coles sos oscilaciones de rellumu.
Azaleh
Azaleh (ζ Aurigae / ζ Aur / 8 Aurigae) ye una estrella na constelación d'Auriga asitiada a unos 790 años lluz del Sistema Solar. Tamién la conoz polos nomes de Haedus, Saclateri y Sadatoni. Ye una binaria eclipsante que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +3,70 y +3,99 con un periodu de 972,16 díes —2,66 años—.
La estrella principal, Azaleh A, ye una xigante lluminosa de color anaranxáu y tipu espectral K4II.
Con una temperatura de 3950 K, relluma con una lluminosidá —considerada la radiación emitida nel infrarroxu— equivalente a 4800 soles.
De considerable tamañu, el so radiu ye 148 vegaes más grande qu'el radiu solar y tien una masa casi 6 vegaes mayor que la del Sol.
A una distancia media de 4,2 UA de la componente A tópase Azaleh B, estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V y 15.300 K de temperatura.
Ye 1000 vegaes más lluminosa que'l Sol, considerando nesti casu una fracción importante d'enerxía emitida nel rangu del ultravioleta. La so masa ye daqué menor que la componente principal, 4,8 mases solares, pero'l so tamañu sí ye significativamente menor —4,5 radios solares—.
El sistema tien una edá averada de 80 millones d'años.
La orientación del planu orbital, inclináu 3º al respective de la llinia de visión, favorez que se produza un eclís cuando la estrella azul queda oculta detrás de la xigante naranxa. La variación de rellumu, anque pequeña, ye observable a simple vista.
Azmidiske
Azmidiske o Asmidiske (ξ Puppis / ξ Pup / 7 Puppis) ye la séptima estrella más brillosa de la constelación de Puppis, con una magnitú aparente de +3,34. Nun debe de confundise cola cercana Aspidiske (ι Carinae), de nome similar.
Azmidiske ye una superxigante mariella de tipu espectral G6Ia y 4990 K de temperatura efectivo que s'atopa a unos 1300 años lluz de distancia del Sistema Solar. Con una magnitú absoluta de -4,74, ye 8300 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru ye 120 vegaes más grande qu'el del Sol equivalente a 0,57 UA— y la so masa ye unes 8 o 10 vegaes mayor que la masa solar. Dientro del so evolución estelar pue tar creciendo y esfreciéndose pa convertise nuna superxigante colorada o, otra manera, dempués de pasar pola fase de superxigante colorada pue tar contraer y calecer. Nun se sabe con certeza si ta nuna o otra etapa evolutiva. El so conteníu en metales en rellación al de hidróxenu ye bien alto, un 60% mayor que nel Sol.
Hai cierta evidencia de que Azmidiske tien una compañera cercana a namái 2 UA con un periodu orbital d'un añu. Muncho más alloñada, a 5 segundos d'arcu, esiste una estrella de magnitú 13 análoga al Sol que orbita siquier a 2000 UA y qu'emplega en dar una vuelta completa.
B2 Carinae
b2 Carinae (HD 77370 / HR 3598 / HIP 44143) ye una estrella de la constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. De magnitú aparente +5,16, alcuéntrase a 86 años lluz de distancia del Sistema Solar.
b2 Carinae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V y 6609 K de temperatura efectivo.
La so lluminosidá ye 4,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— más alta que la del Sol en casi un 30% ([Fe/H] = +0,11).
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 60,4 km/s, 30 vegaes más rápida que la del Sol, dando llugar a un curtiu periodu de rotación de 1,5 díes.
La so masa ye un 43% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 1.300 millones d'años.
Una tenue estrella de magnitú 12, separada visualmente 22 segundos d'arcu de b2 Carinae, nun ta gravitacionalmente xunida con ella; dambes formen una doble óptica.
Baham (estrella)
Baham o Biham (θ Pegasi / θ Peg / 26 Pegasi / HD 210418) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +3,50.
D'alcuerdu al astrónomu persa del sieglu X Abd Al-Rahman Al Sufi, formaba —xuntu a ν Pegasi— "Sa'd al Bahaim", «la bona suerte de los Dos Besties»; Al Achsasi añede la brillosa Homam (ζ Pegasi) dientro del grupu.
Asitiada a 92 años lluz de distancia del Sistema Solar, Baham ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V. Con una temperatura efectivo de 8570 K, xira apriesa sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación de siquier 144 km/s, unes 70 vegaes mayor que la del Sol. Tien un diámetru unes 2,2 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Tien una masa de 2,1 mases solares y una edá envalorada de 450 millones d'años.
Baham tien una metalicidá inferior a la solar, con una bayura relativa de fierro equivalente al 40% de la del Sol.
Ye considerada una estrella Lambda Bootis; éstes son estrelles con llinies metáliques débiles qu'amuesen una falta de ciertos elementos pesaos cola clara esceición de carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre.
Coles mesmes, paez tener una compañera cercana, detectada pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales.
A diferencia d'otres estrelles asemeyaes —como Vega (α Lyrae) o Denébola (β Leonis)—, Baham nun presenta un escesu infrarroxu indicativu de la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Baten Kaitos (estrella)
Baten Kaitos (ζ Ceti / 55 Ceti / HD 11353) ye una estrella de la constelación Cetus, la ballena o la bisarma marina. El so nome provién del árabe "batn qaytus", «banduyu de la ballena». La so magnitú aparente ye de +3,74.
Baten Kaitos ye una xigante naranxa de tipu espectral K0 III, como munches otres visibles nel cielu, ente elles Pólux (β Geminorum), Arturu (α Bootis) o Deneb Kaitos (β Ceti), ésta última na mesma constelación. Asitiada aprosimao a 260 años lluz del Sistema Solar, la so lluminosidá ye 260 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye de 25 radios solares. A diferencia de Deneb Kaitos, que ye una importante fonte emisora de rayos X, Baten Kaitos nun emite esti tipu de radiación.
Baten Kaitos ye una binaria espectroscópica; de la estrella acompañante nada se sabe, salvo'l periodu orbital, que ye de 4,5 años. Coles mesmes, foi catalogada como una estrella de bariu «leve», magar l'efectu debíu al bariu ye bien pequeñu.
BC Camelopardalis
BC Camelopardalis (BC Cam / 49 Camelopardalis / HD 62140 / HR 2977) ye una estrella variable de magnitú aparente +6,47 na constelación de Camelopardalis, la xirafa. 
Alcuéntrase a 265 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BC Camelopardalis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0spe. Tien una temperatura superficial de 7656 K y relluma con una lluminosidá 13,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa ye un 77% mayor que la del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 26 km/s.
Tien una edá envalorada de 980 millones d'años y dientro d'aprosimao 370 millones d'años va abandonar la secuencia principal evolucionando escontra una estrella de mayor tamañu.
BC Camelopardalis ye una estrella químicamente peculiar, con un conteníu anómalo de metales na so superficie. Al igual que BP Gruis y PP Virginis, ye una estrella peculiar fría con una temperatura inferior a la d'otres representantes d'esta clase.
Como munches d'estes estrelles, BC Camelopardalis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum. El so rellumu fluctúa 0,05 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 4,285 díes.
BC Cygni
BC Cygni (BC Cyg / HIP 100404 / BD+37 3903) ye una estrella variable na constelación del Cisne de magnitú aparente media +9,97.
consideró-ylo miembru de la Asociación estelar Cygnus OB1, y dientro d'ésta del cúmulu abiertu Berkeley 87, lo que la asitiaría a una distancia de 1500 pársecs (4890 años lluz) del Sistema Solar;
sicasí, d'alcuerdu a la midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos (1,20 milisegundos d'arcu), BC Cygni alcuéntrase a pocu más de 2700 años lluz.
BC Cygni ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I con una temperatura efectivo de 3570 K.
Ye una de les estrelles más grandes conocíes, con un radiu ente 1140 y 1230 vegaes más grande'l radiu solar. Tomando como referencia esti últimu valor, el so radiu equival a 5,7 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cinco planetes —Xúpiter inclusive— quedaríen englobaes dientro de la estrella.
Sicasí, ye superada en tamañu por otres estrelles como VY Canis Majoris o VV Cephei, dambes na nuesa propia galaxa, o WOH G64, na vecina Gran Nube de Magallanes.
Con una masa d'aprosimao 20 mases solares, envalórase qu'el so perda de masa estelar —como polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 3,2 × 10 mases solares per añu. Esta masa ye un indicador de qu'esta estrella va acabar españando como una supernova.
Catalogada como una estrella variable pulsante, el rellumu de BC Cygni varia ente magnitú +9,0 y +10,8 con un periodu de 720 ± 40 díes. Ente 1900 y 2000 paez amontar el so rellumu mediu en 0,5 magnitúes.
BD +36 3317
BD +36 3317 (conocida tamién como SAO 67556 y TYC 2651-802-1) ye una estrella variable na constelación de Lyra, asitiada a pocu más 3 minutos d'arcu de la tamién variable colorada Delta2 Lyrae y dientro del cúmulu abiertu Stephenson 1. Les sos coordenaes son: Ascensión Recta 18h 54m 22.23s y Declinación +36º 51' 07.45" (equinocciu 2000).
Ye una estrella bien alloñada que la so distancia nun pudo midise per aciu el paralax, una y bones el valor llográu pol satélite Hipparcos (0.00120 segundos d'arcu) ye similar al erru (±0.00610 segundos d'arcu). El so movimientu propiu añal ye bien amenorgáu: +0.00012 segundos d'arcu n'A. Recta según la mesma fonte. Una estimación de la distancia puede ser en redol a los 390 parsecs, aprosimao 1270 años lluz.
Trátase d'una estrella binaria física de magnitú 8.77 en banda V que la so componente visible ye un astru blancu de tipu espectral A0 V (perteneciente a la Secuencia principal) unes 50 vegaes más lluminosa qu'el Sol: la so magnitú aparente envalórase en +2,0 ente que la temperatura efectivo cífrase en redol a los 8500K. La masa d'esti astru, deque determinada inda, ten de ser próxima a 2,1 la solar. La estrella secundaria, según resultancies d'un trabayu bien recién (mayu de 2009), ye un astru tamién blancu de tipu espectral A5 V con una lluminosidá casi 2.5 vegaes inferior a la de la estrella primaria .
Ye un sistema binariu eclipsante de tipu Algólida (o HALA), que'l so prototipu ye Algol (na constelación de Perséu), formáu por una estrella primaria brillosa, caliente, orbitada por una estrella secundaria más fría y débil que nun puede resolvese de la principal telescópicamente y namái puede reconocese pola presencia de dobles llinies nel espectro, que la so posición camuda dacuando. El valor d'esti periodu orbital ye igual a 4.30216 díes.
La fondura del eclís primariu ye igual a 0,938 magnitúes en banda V, la del secundariu igual a 0,335 magnitúes y dambos tienen una forma bien aguda lo qu'indica claramente que son parciales, que les estrelles componentes tán dafechu separaes (sistema "detached") y dambes son esfériques.
Del so curva de lluz puede deducise tamién que dambes componentes son bien nueves, al nun enllenar inda'l so lóbulu de Roche; que la enclín del sistema ye bastante próximu a los 90º según una escentricidá bien amenorgada o inclusive nula; per otra parte los eclises son parciales, lo cual apréciase na forma aguda de los mínimos primariu y secundariu. Hasta la fecha (primavera de 2008) nun se determinaron los sos parámetros orbitales nin mases, anque esto ye fácil de modelizar si llógrense bones curves de lluz nel futuru.
Esti sistema estelar ta dientro de la Vía Lláctea, llugar de nacencia de la mayor parte de les estrelles y paez pertenecer al nuevu cúmulu abiertu Stephenson 1 lo cual acótase pola posición central nel senu del mesmu, en que dambes estrelles son nueves y pocu evolucionaes según na gran distancia hasta la Tierra, que se deduz de l'ausencia de paralax y el so amenorgáu movimientu propiu añal.
N'avientu de 2009 incluyóse en The International Variable Star Index cola denominación VSX J185422.2+365107, a la espera de recibir una denominación oficial (p. ex. V1022 Lyr o similar) pola Unión Astronómica Internacional (UAI).
En febreru de 2012 publicóse otru trabayu, "Estudiu fotométricu y espectroscópico de Stephenson 1" (V.I.O., Valencian International University, Máster d'Astronomía y Astrofísica), nel que se presente una modelización del sistema binariu eclipsante BD +36 3317.
BD+20°2457
BD+20°2457 ye una estrella xigante lluminosa de tipu K na constelación de Lleo. La so magnitú aparente ye +9,75 y alcuéntrase a unos ente 320 a 980 años lluz de la Tierra. El 10 de xunu de 2009, afayáronse dos oxetos subestelares orbitando a la estrella denominaos BD+20°2457 b y c.
BD+40 4210
BD+40 4210 ye una estrella superxigante azul na constelación del Cisne.
Ésti astru, bien robrizu y de rellumu atenuáu debíu al polvu interestelar asitiáu nel mediu interestelar de nuesa galaxa foi relativamente pocu estudiáu hasta apocayá, cuándo se pudo comprobar que ye unu de los miembros más brillosos de la asociación estelar Cygnus OB2, con una magnitú absoluta de -7,66 y una lluminosidá total 630.000 vegaes superior a la del Sol, lo que la asitia ente les .
El so allugamientu nel Diagrama Hertzsprung-Russell, asina cómo peculiaridaes de la so espectru, suxuren que pue ser una variable lluminosa azul. Ello ye que tópase mui cerca en proyección (a apenes 4,8 parsecs) d'otra estrella candidata a ser ési tipu d'astru, G79.29+0.46, que ta arrodiada d'una nebulosa de forma anular abondo conspicua; sicasí, BD+40 4210 nun amuesa signu dalgunu de tar arrodiada por nebulosidad dalguna.
BD+43 3654
BD+43° 3654 ye una estrella na constelación del Cisne.
Trátase d'una superxigante azul de tipu espectral O4 alredor de 70 vegaes más masiva qu'el Sol, seique alredor de 850.000 vegaes más brillosa (lo que la asitiaría ente les ), y bien nuevu, de menos de 2 millones d'años d'edá, asitiada a una distancia del Sistema Solar de 1,45 quiluparsecs (4.700 años lluz). Ye notable por cómo'l so desplazamientu a gran velocidá al traviés del mediu interestelar ta produciendo una onda de choque ante ella.
Analizando la velocidá y el desplazamientu d'ésta estrella al traviés del espaciu llegóse a la conclusión de que nació nel centru de la masiva asociación estelar Cygnus OB2, implicando que ye una estrella fuxitiva que foi espulsada d'ellí.
Anque primeramente suxurióse que'l mecanismu pa dichu eventu foi una esplosión de supernova nun sistema binariu, na cual la segunda estrella al españar espulsó a BD+43° 3654 del so llugar de nacencia, otra hipótesis propuesta foi que, una y bones ésta estrella ye más nueva que Cygnus OB2 y una esplosión de supernova paez ser incapaz de da-y la velocidá cola que se mueve, en realidá ye una arrezagada azul nacida nun alcuentru ente dos estrelles dobles nel corazón de l'asociación estelar fai 2 millones d'años. Nésti escenario dos estrelles de cada par topetaríen y fundiríense nuna mayor (BD+43° 3654) que sería eyectada de l'asociación, ente que les otres dos estrelles seríen tamién eyectaes y acabaríen per españar como supernovas siendo l'orixe de dos púlsares (B2020+28 y B2021+51) que tamién tán alloñar a gran velocidá de Cygnus OB2. Esti escenariu implicaría que bona parte de les estrelles más masives y brillantes de Cygnus OB2 son arrezagaes azules tamién.
BD-08 2823
BD-08 2823 o BD-08º2823 (HIP 49067 / G 162-12) ye una estrella na constelación de Sextans de magnitú aparente +9,86. En 2009 afayáronse dos planetes estrasolares orbitando alredor d'esta estrella.
BD-08 2823 ye una nana naranxa de tipu espectral K3V con una temperatura efectivo de 4646 ± 63 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a les de Gliese 783 A o Gliese 892, pero ta siete veces más alloñada qu'éstes, yá que s'atopa a 138 años lluz del Sistema Solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 1,4 km/s, siendo el so periodu de rotación d'aprosimao 26,6 díes.
Esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = -0,07 ± 0,03).
La so masa ye de 0,74 ± 0,07 mases solares y amuesa actividá cromosférica.
El planeta más interior del sistema, llamáu BD-08 2823 b, tien una masa 14,4 vegaes mayor que la masa de la Tierra y completa una órbita cada 5,6 díes. L'otru planeta, llamáu BD-08 2823 c, orbita a una distancia media de 0,68 UA de la estrella. Tien 1/3 de la masa de Xúpiter y el so periodu orbital ye de 237,6 díes.
BD-17 63
BD-17 63 (HIP 2247 / G 158-84 / SAO 147293) ye una estrella asitiada na constelación de Cetus, el bisarma marina. Conocida pola so designación nel catálogu Bonner Durchmusterung, tien magnitú aparente +9,63, nun siendo visible a simple vista. Visualmente alcuéntrase equidistante de la brillosa Deneb Kaitos (β Ceti) y de 6 Ceti. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor de BD-17 63.
Asitiada a 113 años lluz del Sistema Solar, BD-17 63 ye una nana naranxa de tipu espectral K5V con una temperatura efectivo de 4714 K. El so radiu ye'l 69% del que tien el Sol y relluma con una lluminosidá equivalente al 21% de la lluminosidá solar. Ye por tantu una estrella asemeyada a 61 Cygni A o a ε Indi, pero considerablemente más alloñada qu'éstes.
La metalicidá de BD-17 63, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,03). Xira sobre sigo mesma más amodo que'l Sol, con una velocidá de rotación envalorada de 1,5 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación de 39 díes. Tien una masa de 0,74 mases solares y una incierta edá de 4300 ± 4000 millones d'años.
En 2008 afayóse un planeta estrasolar masivu n'órbita alredor de BD-17 63. Denomináu BD-17 63 b, tien una masa mínimo cinco veces mayor que la de Xúpiter. Muévese a una distancia media de 1,34 UA al respective de la estrella —un 34% más alloñáu que la Tierra del Sol—, magar la so órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,54). El so periodu orbital ye de 656 díes (1,80 años).
BD-22 5866
BD-22 5866 (LP 875-68 / NLTT 53279) ye un sistema estelar cuádruple alcontráu a 166 años lluz en dirección a la constelación d'Acuariu. Caúna de los cuatro estrelles que lo componen ye una nana naranxa con una masa averada de media masa solar.La edá envalorada del sistema ye de 500 millones d'años. El sistema ye inusual polo cerca que les estrelles orbitan ente sigo; la separación orbital del primer par d'estrelles ye de 0,06 UA a lo más, con un periodu de menos de cinco díes. El so velocidá orbital ye de casi 500.000 km/h. El segundu par tien una separación máxima de 0,26 AU, con un periodu de cerca de 55 díes. Los dos sistemes binarios atópense separaos 5,8 UA y tienen un periodu orbital de menos de nueve años. Piénsase que menos d'un 0,05% de les estrelles reparaes formen parte de sistemes tan estrechamente xuníos.
Cuidao que les teoríes actuales de formación estelar indiquen que sistemes estelares como ésti nun podríen formase con tal grau proximidá ente estrelles, la esplicación más plausible ye que se formó a partir d'un únicu discu gaseosu, que forzó a les estrelles a órbites tan pequeñes mientres los primeres 100.000 años de la so evolución. Anguaño los dos sistemes binarios tán alloñándose ente sigo, lo qu'indica qu'antaño taben entá más próximos.
BE Camelopardalis
BE Camelopardalis (BE Cam / HD 23475 / HR 1155) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,47.
Encuadrada na constelación de Camelopardalis, ye la cuarta estrella más brillosa de la mesma darrera de β Camelopardalis, CS Camelopardalis y α Camelopardalis.
BE Camelopardalis ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M2.5II.
La so temperatura superficial ye de 3625 K —3450 K según otru estudiu— y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 5471 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 8,10 ± 0,60 milisegundos d'arcu.
Considerando que s'atopa a 788 años lluz d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, el so diámetru real ye 210 vegaes más grande qu'el del Sol; esta cifra ye namái averada, pos otru estudiu aumenta la distancia a la que s'atopa BE Camelopardalis hasta los 926 años lluz.
BE Camelopardalis tien una masa envalorada de 2,93 mases solares.
Ye una variable pulsante irregular de tipu LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae— con una variación de rellumu de 0,13 magnitúes, ensin qu'esista periodu conocíu.
BE Capricorni
BE Capricorni (BE Cap / HD 191639 / HR 7709) ye una estrella de magnitú aparente +6,45 encuadrada dientro de la constelación de Capricorniu.
Ye una estrella distante que, col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, taría a unos 2330 años lluz del Sistema Solar, anque l'erru na midida algama'l 30%.
BE Capricorni ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1V.
Con una temperatura efectivo d'aprosimao 25.400 K —otros estudios señalen valores dende 20.400 a 29.000 K—, ye una estrella realmente lluminosa, unes 15.200 vegaes más que nuesu Sol.
El so radiu ye 6,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 152 ± 15 km/s.
Amuesa una metalicidá notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,39).
Tien una masa casi 12 vegaes mayor que la masa solar, lo que la asitia percima de la llende a partir del cual les estrelles acaben la so vida violentamente, españando en forma de supernoves.
BE Capricorni ye una estrella Be asemeyada a η Centauri o Seat (π Aquarii).
El so rellumu ye variable, siendo la so amplitú de variación de 0,077 magnitúes.
BE Piscium
BE Piscium (BE Psc / HD 6286 / HIP 5007) ye un sistema estelar de magnitú aparente +8,24 asitiáu na constelación de Piscis. Alcuéntrase a 709 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Les componentes principales del sistema son una estrella xigante naranxa de tipu espectral K1III y una nana o subxigante de tipu F6. El par constitúi una binaria eclipsante con un periodu de 35,671 díes, siendo la órbita prácticamente circular. El sistema ye cromosféricamente activu, tando catalogáu como variable RS Canum Venaticorum.
La estrella xigante naranxa tien una masa de 1,56 mases solares y un radiu 12 vegaes mayor qu'el del Sol. El so periodu de rotación, de 35,49 díes, paez tar sincronizáu col periodu orbital del par. Les observaciones suxuren qu'esisten manches estelares persistentes nos sos polos, unu en cada hemisferiu, que la so temperatura ye menor que la fotosfera circundante nunos 810 K. La estrella de tipu F6 tien una masa de 1,31 mases solares y un radiu de 1,9 radios solares.
Una tercera componente, visualmente bien próxima al par eclipsante, completa'l sistema; ye una nana mariella de tipu averáu G0. Envalórase que'l sistema tien una edá de 2700 millones d'años.
Becrux
Becrux o Mimosa son nomes que recibe la estrella Beta Crucis (β Cru / HD 111123 / HR 4853), la segunda más brillosa na constelación de la Cruz del Sur ("Crux Australis") y la ventiava más brillosa del cielu nocherniegu. El términu «Becrux» nun ye más qu'una contracción de la lletra griega "Beta" y la palabra "Crux", ente que l'orixe del nome «Mimosa» pue tar rellacionáu cola flor del mesmu nome.
Becrux ye una estrella subxigante de magnitú visual +1,30 de color azul y tipu espectral B0.5IV con una temperatura cercana a los 27.000 K. La so lluminosidá, 2000 vegaes mayor que la del Sol nel espectru visible, xube a 19.600 soles cuando se considera la radiación emitida nel ultravioleta, que nuna estrella tan caliente supón una proporción importante.
El so diámetru ye aprosimao 7 vegaes el del Sol, y la so masa ye 14 vegaes la solar.
Ye una estrella nueva, con una edá envalorada de 10 millones d'años, que'l so conteníu relativo de fierro ye igual a 3/4 partes del atopáu nel Sol.
Ye una variable pulsante de tipu Beta Cephei, que'l so rellumu varia ente magnitú +1,23 y +1,33 con periodos de 4,588, 4,028, 4,386, 6,805 y 8,618 hores.
Asitiada a 280 años lluz del Sistema Solar, el espectru de Becrux revela que ye una estrella binaria cercana que les sos dos componentes, dixebraes unes 7 unidaes astronómiques, tienen un periodu orbital de 5 años.
Amás, afayóse una segunda compañera de masa baxo, non observable nel espectru visible pero activa en rayos X; ye una estrella pre-secuencia principal, esto ye, ta inda en procesu de formación.
Dixebrada siquier 350 ua del par interior, emplega 1600 años o más en completar una órbita.
Una cuarta estrella, visualmente a 42 segundos d'arcu, puede tamién pertenecer al sistema. Si realmente forma parte del mesmu, sería una nana naranxa distante siquier 3600 ua de la componente más brillosa.
Bellatrix
Bellatrix (Gamma Orionis / γ Ori / 24 Ori / HIP 25336) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación d'Orión con magnitú aparente +1,64; define'l «costazu esquierdu» del míticu cazador.
El nome de Bellatrix, la Estrella Amazona, remanez del llatín y significa «la guerrera»; de la mesma esta palabra vien de la traducción del árabe medieval "Al Najid", «el conquistador».
Nel Éufrates, xuntu a Betelgeuse (α Orionis) y Meissa (λ Orionis), Bellatrix yera "Kakkab Sar", «la Constelación del Rei», o "Ungal", qu'abarruntaba fortuna, honores marciales, riqueza y otros atributos reales.
Bellatrix ye una superxigante azul caliente de tipu espectral B2III -una de les estrelles más calientes que pueden vese a güeyu- con una temperatura superficial de 21.500 K, non bien distinta a Espiga (α Virginis) o Adhara (ε Canis Majoris). La so lluminosidá, incluyida una importante cantidá de radiación emitida nel ultravioleta, ye 6400 vegaes mayor que la solar.
Clasificada como xigante, el so diámetru actual -llográu a partir de la midida del so diámetru angular- ye 5,7 vegaes mayor que la solar, pero nunos millones d'años va convertise nuna superxigante naranxa muncho más grande. Ello ye que yá desenvolvió una envoltura gaseosa como primer pasu nel so tresformamientu. Con una masa unu 8 o 9 vegaes mayor que la solar, probablemente va concluyir los sos díes como nana blanca.
Bellatrix usóse como estándar de lluminosidá pa comparar la variabilidá llumínica d'otres estrelles, hasta que s'afayó que ye una estrella variable de tipu eruptiva; el so rellumu varia ente +1,59 y +1,64 magnitúes.
Alcuéntrase a 240 años lluz del Sistema Solar.
Benetnasch
Benetnasch o Alkaid (Eta Ursae Majoris / η UMa / 85 Ursae Majoris) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación del sietestrellu ("Ursa Major"), detrás de Alioth (ε Ursae Majoris) y Dubhe (α Ursae Majoris). De magnitú aparente +1,85, ta asitiada na parte más oriental de la constelación, a la fin de la cola» de la osa».
η Ursae Majoris ye conocida por distintos nomes. Alkaid, Alcaid o Elkeid proceden del árabe "Al-Qa'id", que fai referencia a «la primera de les doncelles de llutu»; éstes son Benetnasch o Alkaid, Mizar y Alioth, que representen «plañideres» alredor d'un féretro o ataúd.
Benetnasch o Benetnash son nomes provenientes del árabe "Ka'id Banat al Na'ash", que'l so significáu ye «la primera de les plañideres», n'alusión al mesma tema.
Na astronomía china, η Ursae Majoris ye conocida como 北斗七 
(«la Séptima Estrella del Cazo del Norte») o 搖光 («la Estrella de Rellumada Centelleante»).
Benetnasch ye una estrella blancu-azulada de secuencia principal de tipu espectral B3V con una temperatura efectivo d'unos 20.000 K. Asitiada a pocu más de 100 años lluz del Sistema Solar, ye una de les estrelles más calientes visibles a simple vista. La so temperatura ta xustu per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles emiten una importante cantidá de rayos X de resultes d'ondes de choque nos sos vientos estelares; por ello, Benetnasch ye namái una fonte débil de rayos X. La so lluminosidá ye más de 700 mayor que la solar y la so masa equival a unes 6 mases solares.
A partir de la midida del so diámetru angular —0,832 milisegundos d'arcu— puede envalorase el so diámetru real, 2,7 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 144 ± 5 km/s.
A diferencia d'otres estrelles brilloses de la constelación, Benetnasch nun ye miembru de la asociación estelar del sietestrellu; ésta ye un grupu d'estrelles que se mueven pel espaciu con velocidaes similares y que tienen un probable orixe común.
Beta Apodis
Beta Apodis (β Aps / HD 149324 / HR 6163) ye una estrella de la constelación de Apus, el ave del paraísu. De magnitú aparente +4,23, ye la tercera más brillosa de la constelación, dempués de α Apodis y γ Apodis. Alcuéntrase a 158 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Apodis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4677 K.
Con una lluminosidá equivalente a la de 52 soles, la so masa ye aprosimao un 85% mayor que la masa solar.
La midida del so diámetru angular —2,09 ± 0,11 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser unes 11 vegaes más grande qu'el diámetru solar, polo que, ente les xigantes, nun ye de les de mayor tamañu.
En comparanza con α Apodis, tamién xigante naranxa, ye unes 14 vegaes menos lluminosa qu'ésta y la so diámetru ye una quinta parte del d'ésta última.
Les sos carauterístiques son más similares a les d'otres conocíes xigantes de tipu K como Pólux (β Geminorum) y Menkent (θ Centauri), magar la mayor distancia que nos dixebra de Beta Apodis fai que sía menos brillosa que cualesquier d'elles.
Per otra parte, amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la del Sol ([M/H] = -0,05).
Beta Aquarii
Beta Aquarii (β Aqr / β Aquarii) ye la estrella más brillosa de la constelación d'Acuariu. Tamién tien el nome tradicional Sadalsuud, que deriva de la espresión árabe سعد السعود "sad as-el soūd", que significa "Afortunáu de los afortunaos".
Sadalsuud tien una magnitú estelar de +2,90 m. Pertenez a la clase estelar G0Ib, y ta a 610 años lluz de la tierra. Ye miembru d'una clase rara d'estrelles conocida como superxigantes de menor rellumu.
La localización de la estrella nel cielu amosar nel siguiente mapa de la constelación d'Acuariu:
Beta Arae
Beta Arae (β Ara / HD 157244 / HR 6461) ye la estrella más brillosa na constelación d'Ara, con magnitú aparente +2,85. Comparte movimientu propiu y velocidá radial con γ Arae, polo que se pensó que dambes estrelles podíen formar un sistema binariu ampliu; sicasí, midíes precises de distancia realizaes pol satélite Hipparcos demostraron que Gamma Arae ta casi al doble de distancia que Beta Arae. Ésta última alcuéntrase a 603 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Beta Arae ye una superxigante o xigante lluminosa de color naranxa que'l so tipu espectral ye K3Ib-II. Con una temperatura superficial de 4582 K, ye bien lluminosa, 4600 vegaes más qu'el Sol. Igualmente ye una estrella de gran tamañu, con un radiu 92 vegaes mayor qu'el radiu solar, equivalente a 0,43 UA, daqué menos de la metá de la distancia ente la Tierra y el Sol. La teoría de evolución estelar dexa calcular la so masa, ente 6,2 y 7,3 mases solares, polo qu'empezó la so vida como una estrella caliente de tipu B3 fai unos 50 millones d'años. Al evolucionar escontra una estrella xigante, la so velocidá de rotación foi menguando, siendo anguaño de namái 5,4 km/s, lo qu'implica que Beta Arae tardienta 2,33 años en completar un xiru.
Beta Caeli
Beta Caeli (β Cai / HD 29992 / HR 1503) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Caelum —el cincel— con magnitú aparente +5,04, dempués de α Caeli y γ Caeli.
Beta Caeli ye una estrella mariella de la secuencia principal de tipu espectral F3V con una temperatura efectivo de 6856 K. Curiosamente ye una estrella bien similar a α Caeli, anque llixeramente menos caliente qu'ésta. La so lluminosidá, 6,4 vegaes mayor que la del Sol, y el so tamañu, con un radiu 1,7 vegaes mayor qu'el radiu solar, son llixeramente cimeres a los de α Caeli; sicasí, la mayor distancia que nos dixebra de Beta Caeli, 90 años lluz —un 36% más alloñada que α Caeli—, fai qu'el so rellumu sía menor.
La velocidá de rotación proyeutada de Beta Caeli ye de 97,5 km/s, casi 50 vegaes mayor que la del Sol, yá que por tipu espectral ta xusto percima de la llinia qu'estrema les estrelles que roten apriesa —como la mesma Beta Caeli— de les que lo faen adulces —como'l Sol—. Ente que el Sol emplega aprosimao 27 díes en completar un xiru sobre sigo mesma, Beta Caeli facer en pocu más d'un día.
Beta Camelopardalis
Beta Camelopardalis (β Cam / 10 Camelopardalis / HD 31910) ye la estrella más brillosa de la constelación de Camelopardalis —la xirafa— con magnitú aparente +4,03. D'alcuerdu al so paralax (3,74 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 870 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Camelopardalis ye una superxigante mariella de tipu espectral G1Ib-II con una temperatura superficial de 5300 K.
La so lluminosidá ye 3300 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye unes 65 vegaes más grande qu'el radiu solar. Con una masa averada de 7 mases solares, tien una edá de namái 40 millones d'años.
Presenta una metalicidá daqué menor que la del Sol ([Fe/H] = -0,04).
En transición dende la secuencia principal escontra xigante colorada, Beta Camelopardalis, por temperatura y lluminosidá, atopar nuna zona del diagrama de Hertzsprung-Russell onde les estrelles tórnense inestables y fluctúan nel so rellumu, formando'l grupu de les cefeides.
Sicasí, al igual que dalgún otru exemplu como Alwaid (β Draconis), Beta Camelopardalis nun ye variable, ensin que se sepa cuál ye'l motivu de la so non variabilidá.
A 83 segundos d'arcu de Beta Camelopardalis, esiste una estrella acompañante que ye de la mesma una estrella doble, de la que poco se sabe sacantes la componente principal ye de tipu A5. Distante siquier 25.000 UA, emplega más d'un millón d'años en completar una órbita alredor de la estrella superxigante.
Beta Circini
La estrella Beta Circini ye una estrella de tipu espectral A3V y tien una lluminosidá 17.8 la del Sol.
Esta estrella tien una temperatura superficial de 8.720 K y un radiu de 1,9 vegaes la del Sol (1.310.000 km).
Beta Comae Berenices
Beta Comae Berenices (β Com / 43 Com / HD 114710) ye la estrella más brillosa de la constelación de Melota de Berenice, con magnitú aparente +4,23. Relativamente próxima al Sistema Solar, alcuéntrase a namái 29,9 años lluz de distancia.
Beta Comae Berenices ye una nana mariella non bien distinta del Sol que'l so tipu espectral ye G0V. Con una temperatura efectivo de 6000 K, ye unos 280 K más caliente que'l Sol, siendo un 37% más lluminosa qu'ésti. El so parámetros de masa y diámetru son un 10% mayores que los del Sol. La so metalicidá —midida pol conteníu de fierro en rellación al de hidróxenu— paez ser mayor que la solar, en redol a un 7%. Con una velocidá de rotación doble que la del Sol, presenta tamién actividá magnética, incluyendo erupciones y manches estelares, nun ciclu de 16,6 años y un posible ciclu secundariu de 9,6 años. Anque más nuevu que'l Sol, nun hai alcuerdu sobre la so edá, que según la fonte consultada pue ser de 1700, 4100 o 4400 millones d'años.
Beta Comae Berenices puede tener una compañera estelar próxima, detectada namái por espectroscopia, que nun foi confirmada. Estudios llevaos a cabu per aciu la técnica de velocidá radial nun detectaron planetes al so alredor.
Beta Coronae Australis
Beta Coronae Australis (β CrA / HD 178345 / HR 7259) ye una estrella de magnitú aparente +4,12, la más brillosa de la constelación de Corona Austral xuntu con Alfecca Meridiana (α Coronae Australis); ente que nel Catálogu Hipparcos esta postrera apaez 0,02 magnitúes más brillosa, el Bright Star Catalogue otorga la mesma magnitú a dambes estrelles, +4,11.
Beta Coronae Australis ye una xigante naranxa —en cierto una xigante lluminosa— de tipu espectral K0II asitiada aprosimao a 510 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4570 K, la so lluminosidá ye 730 vegaes mayor que la del Sol; a manera de comparanza, Menkent (θ Centauri) —xigante naranxa «normal» cercana a la Tierra— ye 12 vegaes menos lluminosa qu'ella.
Como cabría esperar, Beta Coronae Australis ye una estrella de gran tamañu inclusive dientro de les xigantes. El so radiu ye 43 vegaes más grande qu'el del Sol, equivalente a 0,20 UA.
Fai unos 100 millones d'años —la so edá actual—, empezó la so vida como una estrella caliente de tipu B.
Beta Coronae Australis alcuéntrase cerca de la «Nube molecular de Corona Australis», rexón escura de formación estelar que la so masa envalórase en 7000 mases solares.
Beta Doradus
Beta Doradus (β Dor / HD 37350 / HR 1922) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Doráu dempués de α Doradus.
Ye una variable cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú +3,46 y +4,08 nun periodu de 9,8426 díes.
Dicha variación ye perceptible a simple vista, al igual qu'asocede n'otres cefeides como Eta Aquilae, Mekbuda (ζ Geminorum), W Sagittarii o X Sagittarii. 
Como toles demás cefeides, Beta Doradus ye una superxigante mariella que'l so tipu espectral camuda de F6 a G5 col subsiguiente cambéu en temperatura, siendo la so temperatura efectivo media d'unos 6000 K.
De gran tamañu, el so radiu ye ente 50 y 65 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6 km/s.
Relluma con una lluminosidá averada 3000 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa 6,5 vegaes mayor que la del Sol. Les estrelles tan masives tienen una vida curtia; la edá de Beta Doradus envalórase en namái 60 millones d'años y yá s'atopa nuna fase avanzada de la so evolución estelar.
Beta Doradus presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.
Tocantes a otros elementos evaluaos, carbonu y magnesiu son la metá d'abondoses que nel Sol, ente que el gadolinio (Z = 64) ye un 60% más abondosu.
La midida de la so paralax col Telescopiu Espacial Hubble (3,14 ± 0,16 milisegundos d'arcu) axudica a Beta Doradus una distancia de 1040 años lluz respectu al Sistema Solar.
Beta Equulei
Beta Equulei (β Equ / 10 Equulei / HD 203562) ye una estrella na constelación de Equuleus.
Magar el so denominación de Bayer «Beta», ye namái la cuarta estrella más brillosa na constelación con magnitú aparente +5,16; ye superada en rellumu por Kitalpha (α Equulei), δ Equulei y γ Equulei.
Alcuéntrase a 329 años lluz del Sistema Solar. 
Beta Equulei ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura superficial averada de 9000 K.
La so lluminosidá ye 75 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa ente 2,4 y 2,5 mases solares.
Con un radiu 3,6 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 49 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 4 díes.
Con una edá en redol a los 600 millones d'años, ta próxima a rematar la so etapa como estrella de la secuencia principal.
Al igual que Vega (α Lyrae) o Fomalhaut (α Piscis Austrini), Beta Equulei ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu, que puede ser el niciu d'un posible sistema planetariu.
Delles estrelles tenues —ente magnitú 11,6 y 13,6— alcuéntrense visualmente a una separación entendida ente 30 y 90 segundos d'arcu de Beta Equulei. Nenguna d'elles ta físicamente venceyada con ella, siendo namái compañeres óptiques.
Beta Fornacis
Beta Fornacis (β For) ye una estrella de magnitú aparente +4,46 na constelación de Fornax, el fornu.
Ye, dempués de Fornacis (α Fornacis), la segunda estrella más brillosa na so constelación.
Alcuéntrase a 169 años lluz del Sistema Solar.
Beta Fornacis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G8.5IIIb, tamién catalogada como K0III.
Tien una temperatura efectivo de 4790 K y la so lluminosidá ye 55 vegaes superior a la del Sol.
Son munches les xigantes visibles nel cielu nocherniegu asemeyaos a Beta Fornacis; ε Andromedae, ρ Cygni o η Hydri son namái dellos exemplos.
El diámetru de Beta Fornacis ye 11 vegaes más grande qu'el diámetru solar y la so masa ye un 65% mayor que la del Sol.
Beta Fornacis amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— igual a la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,31).
Fierro, vanadiu y bariu son los elementos más deficitarios, siendo'l sodiu y el siliciu aquellos elementos que los sos niveles tán más próximos a les solares.
Beta Fornacis forma una estrella doble con CD-32 1025B, de magnitú 14. Visualmente dambes estrelles tán dixebraes pocu más de 4 segundos d'arcu.
Beta Gruis
Beta Gruis (β Gru / HD 214952 / HR 8636) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Grus con magnitú aparente +2,07, namái superada por Al Nair (α Gruis). Entá siendo la 60ª estrella más brillosa del cielu —l'orde exautu puede variar llixeramente d'una a otra clasificación— nun tener nome propiu habitual, anque dacuando ye conocida como Gruid o Alphaulka.
Beta Gruis una xigante colorada fría de 3400 K de temperatura superficial y tipu espectral M5III. Considerando la radiación emitida nel infrarroxu —importante nel casu d'estrelles coloraes— la so lluminosidá ye unes 3900 vegaes mayor qu'el Sol. El so diámetru ye de 0,8 UA, esto ye, nel llugar del Sol estenderíase más allá de la órbita de Venus. Amás ye una estrella variable, clasificada como irregular, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +2,0 y +2,3.
Estudios de interferometría suxuren que Beta Gruis puede tener una tenue compañera a menos de 0,22 segundos d'arcu, qu'a los 170 años lluz de distancia que nos dixebra d'ella, equivalen a 11 UA de separación al respective de la estrella principal.
Beta Horologii
Beta Horologii (β Hor / HD 18866 / HR 909) ye una estrella na constelación de Horologium —el reló— de magnitú aparente +4,96. Ye la tercera más brillosa de la mesma dempués de α Horologii y δ Horologii. Alcuéntrase a 295 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Horologii figura catalogada nes bases de datos como una xigante blanca de tipu espectral A4IIIm o A3-5IIIm.
Tien una temperatura superficial averada de 8400 K y, con una lluminosidá 65 vegaes mayor que la del Sol, emite la mayor parte de la so enerxía como lluz visible.
El so radiu, envaloráu a partir de la so temperatura y lluminosidá, ye 3,8 vegaes mayor qu'el radiu solar; por ello, más qu'una verdadera xigante, piénsase que ye una subxigante con una masa de 2,5 mases solares y una edá de 600 millones d'años.
Beta Horologii ye una estrella con llinies metáliques —o estrella Am— que'l so espectru amuesa línea d'absorción fuertes de dalgunos metales y defectos d'otros.
Ello tien llugar porque dalgunos elementos qu'absuerben meyor la lluz son emburriaos escontra la superficie, ente qu'otros fúndense por cuenta de la fuerza de la gravedá. Esti efectu tien llugar namái si la velocidá de rotación ye baxa, como nel casu de Beta Horologii, que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 84 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 2,3 díes.
Beta Hydrae
Beta Hydrae (β Hya / HD 103192 / HR 4552) ye una estrella de magnitú aparente +4,29 na constelación d'Hidra.
Xuntu a ξ Hydrae, en China yera conocida como Tsing Kew, «la llomba verde».
Alcuéntrase a 365 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Hydrae ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 1,7 segundos d'arcu. Beta Hydrae A, clasificada como una xigante de tipu espectral B9IIIsp, tien una temperatura efectivo de 11.100 K. 210 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 4 vegaes mayor qu'el radiu solar. Ye una estrella peculiar de tipu Bp qu'esibe manches con altes concentraciones de siliciu, cromu y estronciu. Esto convertir nuna estrella llixeramente variable —del tipu Alfa2 Canum Venaticorum— con un periodu equivalente al so periodu de rotación de 2,357 díes. Con una masa de 3,3 mases solares, la so edá envalórase en 200 millones d'años.
La componente secundaria del sistema, Beta Hydrae B, tien magnitú 5,47. La metá de lluminosa que la so compañera, probablemente ye una estrella de la secuencia principal más caliente que Beta Hydrae A. La órbita del sistema nun ta determinada, pero la so separación visual conduz a una distancia real ente les dos estrelles de siquier 190 UA, con un periodu orbital de más de 1000 años.
Beta Hydri
Beta Hydri (β Hyi) ye la estrella más brillosa na constelación de Hydrus con magnitú aparente +2,80. Ye la estrella brillosa más cercana al polu sur celeste, yá que Polaris Australis (σ Octantis), la Estrella Polar del hemisferiu sur, apenes relluma con magnitú 5,42. Nel pasáu, escontra l'añu 150 e.C., Beta Hydri tuvo asitiada a menos de dos graos del polu. Alcuéntrase a 24,4 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Hydri ye una estrella subxigante de tipu espectral G2IV con una temperatura superficial de 5750 K, namái 30 K más fría qu'el Sol. Ye 3,7 vegaes más lluminosa qu'ésti, siendo'l so radiu casi'l doble del radiu solar.
El so periodu de rotación, en redol a 29 díes, pue ser similar al de la nuesa estrella; sicasí, cuidao que nun se conoz l'enclín de la so exa, dichu periodu puede ser enforma menor.
Presenta una metalicidá un 22% inferior a la solar ([Fe/H] = -0,11).
Piénsase que pue ser una estrella variable, recibiendo la denominación provisional de NSV 161.
Con una masa de namái 1,1 mases solares, fai unos 5000 o 6000 millones d'años Beta Hydri empezó la so vida como una nana mariella de tipu F8, aumentando'l so rellumu a midida que consumía'l so hidróxenu internu para, n'última instancia, espandise na estrella qu'anguaño vemos. Nel futuru va siguir el so enfriamientu y espansión, llegando a algamar una lluminosidá 1000 vegaes mayor que la del Sol.
Darréu, va espulsar les sos capes esternes —fase de nebulosa planetaria— y va concluyir los sos díes como una nana blanca con una masa aprosimao la metá que la que güei tien.
Beta Hydri foi estudiada per aciu astrosismoloxía, ciencia qu'estudia la estructura interna d'estrelles pulsantes interpretando la so espectru de frecuencies.
Sábese que'l gas solmenao nes capes esternes d'una estrella xenera ondes sonores. Asemeyaos a les ondes sísmiques d'un terremotu na Tierra, estes ondes provoquen pulsaciones na superficie estelar.
Nel Sol, estes pulsaciones fueron afayaes en 1979 y tienen un periodu averáu de 5 minutos.
Beta Hydri ye una de les estrelles escoyíes polos proyectu Darwin y Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres na zona de habitabilidad alredor de la estrella.
La órbita d'un hipotéticu planeta con agua líquido taría centrada aprosimao a 1,9 UA de la estrella.
Beta Indi
Beta Indi (β Ind) ye una estrella na constelación d'Indus.
De magnitú aparente +3,66, ye la segunda estrella más brillosa na constelación dempués de α Indi.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 611 años lluz del Sistema Solar.
Beta Indi ye una xigante lluminosa anaranxada de tipu espectral K1II que la so temperatura efectivo ye de 4383 K.
Asina, Beta Indi ye 1911 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo la so lluminosidá comparable a la de θ Herculis o a la de C Velorum.
En comparanza, ye 4,5 vegaes más lluminosa que la brillosa Aldebarán (α Tauri) —pero ta nueve veces más alloñada qu'ésta— y 31 vegaes más lluminosa que α Indi.
El so radiu, envaloráu de forma indirecta, pue ser 12 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Esibe una metalicidá un 29% menor que la solar ([Fe/H] = -0,15).
Beta Indi mover nuna órbita galáctica relativamente circular, que la so escentricidá, y = 0,065, ye inferior a la de la órbita del Sol, y = 0,160.
La so distancia respeutu al centru de la galaxa varia 895 pársecs ente'l apoastru y el periastru, tres veces menos que na órbita solar.
Beta Lacertae
Beta Lacertae (β Lac / 3 Lacertae / HD 212496 / HR 8538) ye una estrella na constelación de Lacerta. Anque ostenta la denominación de Bayer «"Beta"», ye namái la cuarta estrella más brillosa de Lacerta con magnitú aparente +4,43, siendo superada en rellumu por α Lacertae, 1 Lacertae y 5 Lacertae.
Beta Lacertae ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo de 4710 K.
Asemeyáu a otres xigantes más conocíes como Capella A (α Aurigae) o Vindemiatrix (ε Virginis), ye 60 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,92 milisegundos d'arcu—.
La so masa ye aprosimao un 85% mayor que la del Sol, nun esistiendo consensu sobre la so edá; una fonte señala una edá de 1320 millones d'años, ente qu'otra atribuyir una edá considerablemente cimera de 6680 ~ millones d'años. 
La so metalicidá ye inferior a la del Sol, con una bayura relativa de fierro ente'l 33 y el 47% de la esistente na nuesa estrella. La bayura relativa d'elementos tales como itriu, bariu, lantanu y praseodimiu sigue'l mesmu enclín; namái la rellación ente los conteníos de europiu y fierro ye significativamente mayor que nel Sol.
Beta Leonis Minoris
Beta Leonis Minoris (β LMi / 31 Leonis Minoris / HD 90537) ye una estrella na pequeña constelación de Leo Minor de magnitú aparente +4,20. A pesar de ser la única nesta constelación que lleva lletra griega —nun esiste la estrella «Alfa»— ye namái la segunda más brillosa dempués de Praecipua (46 Leonis Minoris). Alcuéntrase a 146 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Leonis Minoris ye una binaria espectroscópica compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G9IIIb (Beta Leonis Minoris A) y una nana mariella de tipu F8V (Beta Leonis Minoris B). La estrella xigante tien una temperatura superficial de 5075 K y una lluminosidá 36 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 7,8 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa envalórase en daqué menos de dos mases solares.
Beta Leonis Minoris B ye, con una temperatura de 6200 K, más caliente que la so compañera.
Tien una lluminosidá 5,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu doble qu'el del Sol, la so masa ye un 35% mayor que la solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 38,62 años, variando la separación ente les dos estrelles ente 5,4 UA y 27 UA a lo llargo d'una órbita por demás escéntrica (ε = 0,75).
La metalicidá del sistema ye igual a la del Sol ([Fe/H] = 0,00) y la so edá envalórase en 980 millones d'años.
Beta Lupi
Beta Lupi (β Lup) ye una estrella de magnitú aparente +2,68, la segunda más brillosa de la constelación de Lupus dempués de Alfa Lupi, y la 111 más brillosa del cielu nocherniegu.
Anque nun tien nome propiu habitual, dacuando recibe'l nome chinu de Kekouan o Ke Kwan, compartíu con κ Centauri, que'l so significáu ye l'oficial de caballería».
Beta Lupi ye una caliente xigante azul de tipu espectral B2III con una temperatura efectivo de 22.650 K.
Tan lluminosa como 13.600 soles, el so radiu ye 7,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El so periodu de rotación, calculáu a partir de la midida de la so velocidá de rotación proyeutada (110 km/s), ye inferior a 3,4 díes.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar ([M/H] = -0,35 ± 0,11). 
Con una masa envalorada de 11 mases solares, la so edá averada ye de namái 18 millones d'años.
Dempués de pasar pola fase de xigante colorada probablemente va acabar españando como una supernova.
Beta Lupi ye una variable del tipu Beta Cephei, similar a Murzim (β Canis Majoris) a la enriba citada Alfa Lupi. Ye una variable multiperiódica con un periodu principal de 5,57 hores, anque nun se conoz bien la so amplitú de variación.
Como otres estrelles de tipu O y B de la constelación de Lupus, Beta Lupi forma parte d'una asociación estelar OB llamada subasociación «Centaurus Cimera-Lupus» o UCL, que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus. Beta Lupi alcuéntrase a 524 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Monocerotis
Beta Monocerotis (β Mon / 11 Monocerotis), tamién conocida como Cerastes, ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +3,76. Un pocu más brillosu que α Monocerotis y γ Monocerotis, asítiase como la más brillosa de la constelación. 
Asitiada a 690 años lluz del Sistema Solar, Beta Monocerotis ye un sistema estelar triple, nel cual, curiosamente, los trés componentes son iguales, estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B3V. D'oeste a este fueron nomaes coles lletres A, B y C. Con una masa de 7, 6,2 y 6 mases solares respectivamente, son estrelles bien nueves con una edá envalorada de 34 millones d'años —compárese colos 4600 millones d'años d'edá del Sol. Los trés estrelles tienen altes velocidaes de rotación —ente 123 y más de 300 km/s— y son estrelles Be. Les componentes B y C son les más próximes ente sigo, separaes 590 UA, ente que la componente A orbita alredor del par BC a 1570 UA, siendo'l so periodu orbital de siquier 14.000 años.
Con un pequeñu telescopiu puede reparase el sistema, siendo la componente A la más brillosa con magnitú +4,6, ente que les magnitúes de B y C son +5,4 y +5,6 respectivamente. A y B tán dixebraes 7,4 segundos d'arcu, ente que la separación ente B y C ye de 2,8 segundos d'arcu.
Beta Muscae
Beta Muscae (β Mus / HD 110879 / HR 4844) ye una estrella de magnitú aparente +2,91, la segunda más brillosa na constelación de Musca tres α Muscae.
Alcuéntrase a 341 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Muscae ye una binaria compuesta por dos estrelles blancu-azulaes de la secuencia principal.
La componente principal, Beta Muscae A, tien tipu espectral B2V y ye una estrella caliente de 22.500 K de temperatura efectivo.
La so lluminosidá ye 2750 vegaes superior a la del Sol y tien una masa de 8 mases solares.
El so radiu ye 3,5 vegaes más grande qu'el del Sol y, como otres estrelles asemeyaes, rota a gran velocidá —la so velocidá de rotación proyeutada ye de 160 km/s—, emplegando menos d'un día en completar un xiru.
Beta Muscae B, la estrella secundaria, tien tipu espectral B3V y una temperatura de 18.500 K.
1200 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 6 mases solares y ye del mesmu tamañu que la so compañera.
Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos; el periodu orbital averáu ye de 194,3 años y la separación media ente les dos estrelles pue tar entendida ente 80 y 101 UA.
La órbita ye notablemente escéntrica y el apoastru (máxima separación) tuvo llugar en 1954.
Beta Muscae pertenez a la asociación estelar de Centaurus-Crux. El so velocidá radial (47 km/s, tres veces mayor que'l valor habitual) suxure que pue ser una estrella fuxitiva.
Beta Pavonis
Beta Pavonis (β Pav / HD 197051 / HR 7913) ye una estrella de magnitú aparente +3,43, la segunda más brillosa na constelación de Pavu. Ta asitiada a 137 años lluz del Sistema Solar.
Catalogada como xigante de tipu espectral A7III, Beta Pavonis tien una temperatura superficial de 8200 K. 58 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 3,8 más grande qu'el radiu solar; la midida de la so velocidá de rotación proyeutada, 81 km/s, trai que el so periodu de rotación sía a lo más de 2,3 díes.
Tien una masa entendida ente 2,3 y 2,4 mases solares.
Toos estos parámetros indiquen que, más qu'una verdadera xigante, Beta Pavonis ye una subxigante terminando la fusión del so hidróxenu internu.
La so edá actual envalórase en 60 millones d'años, cuando nació como una estrella B9.5V con una temperatura 2000 ~ K más alta que l'actual. Dende entós tamién creció en tamañu, con un diámetru aprosimao'l doble que cuando se formó.
N'última instancia, va rematar los sos díes como una nana blanca que la so masa —una vegada espulsaes les sos capes esteriores al traviés del vientu estelar— namái va ser un 30% de la so masa actual.
La so composición química ye un tanto anómala; frente a un gran númberu d'elementos como magnesiu, siliciu, calciu y fierro, ente otros, que la so bayura ta claramente per debaxo de los valores solares, unos pocos —como ceriu, estronciu y europiu— son claramente «sobreabundantes»; especialmente notable ye'l casu del neodimiu, que'l so conteníu relativo ye casi 5 vegaes más eleváu que nel Sol.
Beta Phoenicis
Beta Phoenicis (β Phe) ye una estrella na constelación de Fénix.
De magnitú aparente +3,32, ye la segunda estrella más brillosa na constelación, namái superada por Ankaa (α Phoenicis).
Nun se sabe con certidume a qué distancia s'atopa, yá que na paralax llograda pol satélite Hipparcos (0,12 ± 14,62 milisegundos d'arcu), el error ye más de 100 vegaes superior a la mesma midida.
Sicasí, envalórase que pue tar a unos 180 años lluz del Sistema Solar.
Beta Phoenicis ye una estrella binaria —orixe de la dificultá al midir la paralax— compuesta por dos xigantes mariellu-anaranxaes iguales de tipu espectral G8III.
Adoptando una temperatura efectivo de 4950 K, caúna d'elles ye unes 100 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La masa de caúna d'elles pue tar entendida ente les 2,7 mases solares —nel casu de que sían xigantes ordinaries tresformando el so heliu en carbonu y oxíxenu— y les 3 mases solares —si tán empezando la so etapa como xigantes con un nucleu inerte d'heliu—.
El periodu orbital del sistema ye de 168 años.
La separación ente los dos componentes ye d'unes 52 UA, pero dada la incertidume na distancia a la que se topa Beta Phoenicis, esti valor ye namái averáu.
La órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,72), polo que la separación varia ente 16 y 96 UA; el postreru periastru tuvo llugar a mediaos de 2003.
Beta Pictoris
Beta Pictoris (β Pic) ye una estrella de tipu espectral A5V, asitiada na constelación de Pictor y distante unos 60 años lluz (19.28 pársecs) de la Tierra, con una edá que nun llega a los 20 millones d'años. La so masa ye 1.8 vegaes la masa del Sol y la so temperatura superficial ye de 8500 K. Tien un discu protoplanetariu que afayóse en 1984.
Ye d'especial interés pa los astrónomos por que considérase que ta nesti momentu na mesma fase que travesó'l Sistema Solar nes primeres etapes del so desenvolvimientu. En concretu, atopáronse grandes cantidaes de carbonu gaseoso orbitando alredor de la estrella, lo que lleva a pensar na presencia de planetes alredor de la mesma, ricos en grafitu y metanu, que podríen ser planetes de carbonu), de manera similar a lo que se piensa asocedió nel nuesu sistema. El discu de β Pictoris, detectáu en distintos llonxitúes d'onda con distintos telescopios terrestres y n'órbita (como, por casu, el Telescopiu Espacial Hubble y el Telescopiu espacial Spitzer), amuesa una deformación que puede atribuyise a la presencia d'un planeta en formación.
La estrella AU Microscopii, de tipu espectral M1 y que tamién tien un discu de similares carauterístiques, pertenez al grupu de movimientu común de Beta Pictoris, de lo que se deduz que dambes tienen la mesma edá. 
Al igual que Vega y Fomalhaut, Beta Pictoris tamién emite importantes escesos infrarroxos descubiertos pol satélite IRAS, qu'indiquen que tienen discos circumestelares de polvu procesáu. Correspuenden a los prototipos de los discos tipu «"debris"» o protoplanetarios.
El métodu de velocidá radial utilizáu p'afayar la mayoría de los planetes estrasolares conocíos na actualidá nun ye bien afechu pal estudiu d'estrelles de tipu A como Beta Pictoris, y la so bien temprana edá fai que'l ruiu sía entá peor. Les llendes actuales derivaos d'esti métodu son abondos pa refugar planetes del tipu Xúpiter calientes más masivos que 2 mases de Xúpiter a una distancia de menos de 0,05 UA de la estrella. Pa planetes orbitando a 1 UA, planetes con menos de 9 mases de Xúpiter safaren la detección.Polo tanto p'atopar planetes nel sistema de Beta Pictoris, los astrónomos busquen los efectos que'l planeta tien sobre'l mediu ambiente circumestelar.
El 21 de payares de 2008, anuncióse que les observaciones infrarroxes realizaes en 2003 col VLT punxo de manifiestu un candidatu compañeru planetariu de la estrella.L'oxetu foi reparáu a una distancia angular de 411 minutos d'arcu de Beta Pictoris, lo que correspuende a una distancia nel planu del cielu, de 8 UA. Pa comparar, los radios orbitales de los planetes Xúpiter y Saturnu son 5,2 UA y 9,5 UA respectivamente.
Na seronda de 2009, foi un ésitu reparar el planeta nel otru llau d'estrellar madre, lo que confirma la esistencia del propiu planeta y de les observaciones anteriores. Créese qu'en 15 años va ser posible grabar tola órbita del planeta.
En 2014 dar a conocer la fotografía del exoplaneta Beta Pictoris b llograda col preséu "Gemini Planet Imager" (GPI), del telescopiu de 8 metros Gemini Sur (Cuetu Pachón, Chile), que captó la so imaxe directa. Según les primeres estimaciones el exoplaneta tardaría 8 hores en completar la rotación sobre la so propia exa.
Beta Piscis Austrini
Beta Piscis Austrini (β PsA / 17 Piscis Austrini / HD 213398) ye una estrella de magnitú aparente +4,29. Magar el so denominación de Bayer «"Beta"» ye namái la cuarta estrella más brillosa na constelación de Piscis Austrinus, dempués de Fomalhaut (α Piscis Austrini), ε Piscis Austrini y δ Piscis Austrini.
Al pie de esta postrera y ζ Piscis Austrini, yera conocida en China como Tien Kang, «la cuerda celestial».
Beta Piscis Austrini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V.
Asitiada a 142 años lluz del Sistema Solar, tien una lluminosidá 33 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye'l doble qu'el radiu solar y con una velocidá de rotación de siquier 36 km/s —otra fonte apurre un valor de 30 km/s—, completa una vuelta sobre sigo mesma en menos de tres díes.
La so masa ye 2,3 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 170 millones d'años.
Visualmente a pocu más 30 segundos d'arcu de Beta Piscis Austrini reparar una estrella de magnitú +7,04. De tipu espectral G1V, ta catalogada como estrella pre-secuencia principal; la variación de la so posición al respective de Beta Piscis Austrini nos postreros 180 años fai pensar que nun forma un verdaderu sistema binariu con ella, siendo namái una doble óptica (dos estrelles na mesma llinia de visión pero a distancies bien distintes).
Beta Sagittae
Beta Sagittae (β Sge / 6 Sagittae / HD 185958) ye una estrella de magnitú aparente +4,39. A pesar de tener la denominación de Bayer «"Beta"», ye namái la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Sagita, la flecha.
Alcuéntrase a 440 años lluz del Sistema Solar.
Beta Sagittae ye una xigante mariella de tipu espectral G8IIIa con una temperatura efectivo de 4860 K.
Tien una lluminosidá 429 vegaes mayor que la del Sol pero'l so tamañu ye inciertu; ente que d'alcuerdu a la teoría d'estructura estelar el so radiu ye 29 vegaes más grande qu'el radiu solar, la midida directa del so diámetru angular conduz a un valor 64 vegaes mayor qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 9 km/s, pudiendo ser el so periodu de rotación d'hasta 160 díes.
Tien una masa 4,3 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 130 millones d'años.
Beta Sagittae empezó la so vida como una caliente estrella de la secuencia principal de tipu B mediu.
Piénsase que na actualidá funde heliu en carbonu y oxíxenu.
Tien una metalicidá bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,02) pero amuesa, sicasí, un arriquecimientu de cianóxenu (CN), molécula abondosa na atmósfera de xigantes fríes.
Ello suxure qu'el nitróxenu xubió por conveición dende'l nucleu internu hasta la superficie.
Banda Gaites Ribeseya
La Banda Gaites Ribeseya, xurde nel añu 1996 como resultáu de l'actividá de los mozos y moces de la Escuela de Música Tradicional de Ribeseya. La Banda Gaites Ribeseya, fórmase dientro del proyeutu del mayestru gaiteru José Ángel Hevia conocíu como “"La Bandona d’Asturies"”, y que taba formada poles bandes de gaites de Villaviciosa, Mieres, Candás y Ribeseya, a les que dempués xuniría la de Banda Gaites de Samartin del Rei Aurelio.
Anguaño la formación de la banda compónenla 12 gaiteros, 4 caxistes, 4 timbaleres y 1 bomberu.
De magar entós la BGR entama a actuar per tola xeografía asturiana, tamién de forma autónoma. Cites como "L’Ascensión" n’Uviéu, "La Fiesta’l Pastor" nos Llagos de Cuadonga o la fiesta de Les Cebolles Rellenes en L'Entregu y munches otres cites nel nuesu país y festividaes del Conceyu de Ribeseya.
Nel inviernu del añu 2003 la BGR tuvo una crisis de componentes, por razones d’estudios y de trabayu de los componentes viéndose obligada a tomar un descansu temporal que duraría 6 años.
Nel añu 2009 produzse un movimientu pa intentar resucitar la BGR. De esti movimientu renaz l’actual BGR que vuelve col oxetivu de convertise nuna Banda compatible colos horarios de trabayu y accesible a xente de cualquier parte d’Asturies con ganes de trabayar y progresar nesta triba de formaciones. Desde esi momentu, nel qu’entamen los ensayos, la banda actúa nel Festival de Bandes de Gaites “Xacara” y nel de Castrillón nel añu 2010 collechando bonos comentarios, lo qu’anima a la BGRibeseya a competir na Fase Final de la Liga Galega de Bandas de Gaitas .
Beta Sculptoris
Beta Sculptoris (β Scl / HD 221507 / HR 8937) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor.
Ye, con magnitú aparente +4,37, la segunda estrella más brillosa na constelación dempués de α Sculptoris.
Alcuéntrase a 174 años lluz del Sistema Solar.
Anque nes bases de dato Beta Sculptoris figura catalogada como subxigante, les sos carauterístiques corresponder coles d'una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V.
Tien una temperatura superficial de 12.220 K y ye 82 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru ye'l doble qu'el diámetru solar y la so masa ye de 3,1 mases solares.
Beta Sculptoris xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 29 km/s, baxa en comparanza con otres estrelles de tipu B, siendo 3,4 díes la llende cimera del so periodu de rotación.
Ye una estrella de mercuriu-manganesu —asemeyada a Alpheratz (α Andromedae) o χ Lupi— con un campu magnéticu 1000 vegaes más intensu qu'el de la Tierra.
Esta clase d'estrelles caracterízase porque la superficie estelar amuesa un escesu de ciertos elementos químicos; nel casu de Beta Sculptoris, el manganesu ye 115 vegaes más abondosa que nel Sol, 15.000 vegaes más el xenón y 300.000 vegaes más el mercuriu.
Coles mesmes, el conteníu relativo de fierro ye un 40% más eleváu qu'el de la nuesa estrella.
Beta Scuti
Beta Scuti (β Sct / HD 173764 / HR 7063) ye una estrella na constelación de Scutum, orixinalmente "Scutum Sobiescii", l'escudu de Sobieski. Ye la segunda más brillosa de la mesma, dempués de α Scuti, siendo la so magnitú aparente +4,22.
Alcuéntrase a 916 ± 80 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos.
Beta Scuti ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G4IIa con una temperatura superficial de 4700 K.
Ye unes 3100 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 84 vegaes mayor qu'el radiu solar, equivalente a 0,39 UA. La so edá envalórase nunos 55 millones d'años, cuando empecipió la so vida como una estrella caliente B3 de la secuencia principal. Anguaño, escosáu yá'l hidróxenu, nel so nucleu tien llugar la fusión de heliu en carbonu y oxíxenu.
Beta Scuti ye amás una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 834 díes. L'acompañante, de magnitú +8,5, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V con una lluminosidá 40 vegaes superior a la del Sol.
Beta Serpentis
Beta Serpentis (β Ser / β Serpentis / 28 Serpentis) ye un sistema estelar na constelación de Serpens.
Recibe'l nome tradicional de Chow, del mandarín 周, "zhōo", en referencia a la dinastía Zhou.
Alcuéntrase a 155 años lluz del Sistema Solar y forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
La estrella principal, Beta Serpentis A, ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IV de magnitú aparente de +3,65.
La so temperatura superficial algama los 8549 K y la so lluminosidá ye 61 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá —la so velocidá de rotación ye de siquier 189 km/s—, siendo el so periodu de rotación inferior a 23 hores.
Tien una masa ente 2,4 y 2,5 mases solares.
Acompaña a la subxigante Beta Serpentis B, una nana naranxa de tipu K3V y magnitú +9,9.
Separada d'ella siquier 1500 UA, emplega más de 31.000 años en completar una órbita.
Beta Sextantis
Beta Sextantis (β Sex / 30 Sextantis) ye una estrella na constelación de Sextans, el sestante.
De magnitú aparente +5,06, ye la tercera más brillosa na so constelación dempués de α Sextantis y γ Sextantis.
Más distante qu'elles, alcuéntrase a 406 años lluz del Sistema Solar.
Beta Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B6V.
Anque la mayor parte de les estrelles d'el so carauterístiques topen sobre'l planu de la Vía Lláctea, ésti nun ye'l casu de Beta Sextantis, alloñada del círculu galácticu.
Tien una temperatura efectivo de 14.300 K y la so lluminosidá —incluyendo la lluz ultravioleta qu'emite— ye 316 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 2,9 vegaes más grande qu'el del Sol, rota con una velocidá proyeutada de 93 km/s. Ello implica qu'el so periodu de rotación ye igual o inferior a 38,4 hores.
Tien una masa cuatro veces mayor que la masa solar y una edá averada de 70 millones d'años, daqué menos de la metá del tiempu que va permanecer dientro de la secuencia principal.
Va Concluyir la so vida como una nana blanca de 0,8 mases solares.
Na bóveda celeste ta asitiada mediu grau al sur del ecuador y, xuntu a α Sextantis y 69 Leonis, a unu y otru llau d'ella, definen la llinia del ecuador celeste.
Debíu al movimientu de precesión de la Tierra, hasta 1875 aprosimao Beta Sextantis tuvo nel hemisferiu norte celeste.
Beta Trianguli
Beta Trianguli (β Tri / 4 Trianguli / HD 13161) ye la estrella más brillosa na constelación de Triangulum con magnitú aparente +3,00, per delantre de Metallah o Mothallah (α Trianguli). Dacuando recibe los nomes de Deltotum —d'orixe llatinu— y Deltotron —d'orixe griegu—. Dambos faen alusión a la forma de la constelación, qu'a los antiguos griegos recordábalos la lletra "Delta" mayúscula (Δ). Alcuéntrase a 124 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque clasificada enantes como estrella xigante, modernamente considerar una subxigante, esto ye, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la fusión de hidróxenu nel so nucleu pa convertise nuna xigante colorada. De color blancu y tipu espectral A5IV, tien una temperatura superficial de 8020 K. La so lluminosidá ye 71 vegaes mayor que la del Sol y el so diámetru unes 4,4 vegaes mayor que la solar. Con una masa de 2,5 mases solares, tien una edá de 580 millones d'años.
Beta Trianguli ye una estrella binaria. La compañera ye una nana mariella similar al Sol que cada 31,8 díes completa la órbita alredor de la estrella principal. La separación ente dambes, nuna órbita claramente escéntrica, varia ente les 0,17 y les 0,42 UA. Al igual qu'otres estrelles tamién de tipu espectral A como Vega (α Lyrae), tien un discu de polvu alredor que pue ser un niciu de la esistencia de planetes. 
Beta Trianguli Australis
Beta Trianguli Australis (β TrA / HD 141891 / HR 5897), dacuando llamada Betria, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación del Triángulu Austral —dempués d'Atria (α Trianguli Australis)— con magnitú aparente +2,83. Alcuéntrase relativamente cercana al Sistema Solar, a una distancia de 40 años lluz.
Anque catalogada dacuando como xigante o subxigante, Beta Trianguli Australis tópase a mediu camín na so etapa como estrella de la secuencia principal. De tipu espectral F1V y 7220 K de temperatura, relluma con una lluminosidá 8,5 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un diámetru un 90% más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación non inferior a 92 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 1 día.
La so masa envalórase en 1,65 mases solares.
El analís elemental de Beta Trianguli Australis amuesa diferencies significatives al comparalo col del Sol. Per una parte, el oxíxenu ye aparentemente «sobreabundante» ([O/H] = +0,11), lo mesmo qu'asocede nel casu de vanadiu y cobaltu ([Co/H] = +0,45).
Especialmente notable ye'l casu del europiu, cinco veces más abondosu que nel Sol.
Pero polo xeneral munchos elementos —ente ellos sodiu y calciu— tienen valores comparables a los del Sol y, ello ye que les bayures relatives de la mayor parte de los elementos tán per debaxo de los valores solares.
Esto reparar para níquel, cromu, fierro, manganesu y cinc; nesti últimu casu'l so conteníu ye menos d'un terciu del atopáu nel Sol.
Esiste una compañera visual de magnitú +13,2 a 155 segundos d'arcu que puede constituyir un sistema binariu ampliu con Beta Trianguli Australis, o a cencielles ser una compañera óptica.
Beta Tucanae
Beta Tucanae (β Tuc) ye un grupu de seis estrelles na constelación de Tucana que paecen tar siquier sele venceyaes nun sistema estelar. Trés d'estes estrelles son abondo lluminoses pa recibir denominaciones de Bayer: β Tucanae, β Tucanae y β Tucanae. Alcuéntrase a unos 140 años lluz de la Tierra.
β Tucanae o Beta Tucanae A (HD 2884 / HR 126 / SAO 248201), la más brillosa del sistema con magnitú aparente +4,37, ye una estrella de tipu espectral B9V. Con una temperatura de 10.990 K, ye 40 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu ye 1,74 vegaes mayor qu'el radiu solar y, con una velocidá de rotación de siquier 107 km/s, tarda menos d'un día en completar un xiru sobre sigo mesma. Tien una masa de 2,5 mases solares y ye una estrella desaxeradamente nueva, na llamada "edad cero", que ta empezando la so andadura dientro de la secuencia principal.
A 2,5 segundos d'arcu esiste una nana colorada de magnitú 13,5, Beta Tucanae B, que la so separación real con Beta Tucanae A ye de siquier 110 UA. Emplega 700 años a lo menos en completar una vuelta en redol a la so compañera más masiva.
β Tucanae (HD 2885 / HR 127 / SAO 248202) ye una estrella binaria que les sos componentes (Beta Tucanae C y Beta Tucanae D) tán dixebraes ente sigo mediu segundu d'arcu. Dambes son estrelles blanques de la secuencia principal de magnitúes +4,8 y +6,0, y tipos espectrales A2V y A7V respectivamente. Les sos temperatures respectives son 9100 y 8000 K, y les sos lluminosidaes 17 y 8 vegaes mayores que la lluminosidá solar. Como cabría esperar son tan nuevos como β Tucanae.
La separación media ente Beta Tucanae C y Beta Tucanae D ye de 16,5 UA, pero la gran escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 3,3 y 30 UA. El so periodu orbital ye de 43,43 años.
Visualmente a 27 segundos d'arcu de β Tucanae, β Tucanae alcuéntrase a una distancia proyeutada al respective de ella de 1160 UA, polo que orbitaría con un periodu de siquier 155.000 años.
β Tucanae (HD 3003 / HR 136 / SAO 248208) ye igualmente una estrella binaria. Visualmente a 9 minutos d'arcu de β Tucanae y β Tucanae, la distancia real que la dixebra d'éstes ye de siquier 23.000 UA o 0,37 años lluz, polo que nun ta claro'l grau d'unión al respective de elles. Sicasí, el que compartan el mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu indica qu'esiste ciertu venceyu gravitatoriu ente elles.
El sistema componer dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu A0V y A2V. Con magnitúes +5,8 y +6,0, tán dixebraes visualmente 0,1 segundos d'arcu, correspondiendo a una separación real de 4 UA.
Beta Volantis
Beta Volantis (β Vol / HD 71878 / HR 3347) ye una estrella na constelación de Volans, el pexe volador. Ye la más brillosa de la so constelación con magnitú aparente +3,77, per delantre de γ Volantis. Alcuéntrase a 108 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Beta Volantis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III o K1III con una temperatura superficial de 4540 K. 
La so lluminosidá ye 41 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 13 vegaes mayor qu'el radiu solar, carauterístiques bien asemeyaes a les de Wazn (β Columbae) o δ Muscae; ζ Volantis, nesta mesma constelación, ye una estrella asemeyada, anque daqué menos fría. Beta Volantis ta clasificada como una posible estrella variable, recibiendo la denominación SV ZI 707.
La observación de Beta Volantis col satélite de infrarroxos WIRE dexó envalorar la so masa, utilizando métodos astrosísmicos, en 1,62 mases solares; en principiu, la estimación de la masa d'estrelles xigantes ye más precisa con esta metodoloxía que cola emplegada tradicionalmente, basada na situación de la estrella nel diagrama de Hertzsprung-Russell.
Betelgeuse
Betelgeuse, tamién llamada α Orionis o HIP 27989, ye una estrella brillosa del tipu superxigante colorada. Topar na constelación d'Orión y ye la novena estrella más brillosa nel cielu. El so color característicu provién de les baxes temperatures de la so superficie (unos 3000 K). El estáu evolutivu de la estrella ye avanzáu: pasó yá la etapa más importante de la so vida, la secuencia principal, escosáu yá'l combustible nel so nucleu que-y apurría enerxía (por fusión del hidróxenu), dempués de lo cual aumentó'l so tamañu hasta les enormes dimensiones actuales. Les sos variaciones de lluminosidá son mesmes del so presente como estrella xigante.
La temperatura superficial de Betelgeuse ye relativamente baxa, magar lo cual, al ser una estrella superxigante, el so rellumu ye bien eleváu. Anque ye la estrella α de Orión, nun ye la más brillosa de la constelación en lluz visible, yá que Rígel (β Orionis) superar nesti aspeutu; pero en lluz colorao ya infrarroxa cercana, Betelgeuse sí ye la más brillosa.
يد الجوزا, (transcrita como "yad al-jawzā", esto ye ‘la mano de Jauza’), siendo Jauza una figura mitolóxica de sexu femenino, primeramente identificada polos antiguos árabes nel firmamentu con Xéminis y darréu acomuñada cola constelación de Orión. Mientres la Edá Media, cuando'l nome de la estrella foi transcrito al llatín, el calter arábigu inicial, "Yá" (ي) de soníu "y", foi malinterpretado como una "Ba" (ب), de soníu "b", debíu probablemente a que la escritura árabe dexa que "Yá" alterie la so grafía nos entamos de palabra, y "Yad al-Jauza" convertir en "Bedalgeuze".
Más tarde, mientres el Renacimientu, especular ente los eruditos occidentales que'l nome orixinal sería "Bait al-Jauza", que'l so significáu pretendíase que fuera "costazu de Jauza" en árabe, lo que condució a la forma actual "Betelgeuse"; aun así, la forma correcta de "costazu" n'árabe sería ابط ("Ibţ").
Anque ye l'usu'l que tien que definir la corrección o non de la pronunciación d'un términu que ye una corrupción y un préstamu d'otros idiomes, daos los sos oríxenes, puede aducise que la pronunciación de «Betelgeuse» más fayadiza ta bien cercana a la que-y daría de forma intuitiva un hispanofalante: "bet̪elxeuse" o inclusive "bet̪ɛlxeuse".
Pronunciaciones como la popular inglesa homófona de "Beetlejuice", o otres como "Betelgeux" o "Betelgés", tán muncho menos xustificaes pola etimoloxía. Nel pasáu usó la forma acastellanada Betelgoso.
Betelgeuse foi la primer estrella que'l so diámetru pudo ser midíu con exactitú utilizando técniques interferométricas bazcuyando ente unos 850 o 905 millones de kilómetros. Nel so tamañu máximu la estrella estiéndese hasta más allá de la órbita de Marte. La so masa ye 20 vegaes la masa del Sol y el so tamañu ye 600 vegaes mayor. Los astrofísicos predicen que Betelgeuse va esplotar como supernova de tipu II a la fin de la so vida. Dalgunos d'ellos afirmen, basándose na variabilidá amosada pola estrella, que tal esplosión podría producise nun plazu de tiempu bien cercanu (nos próximos miles d'años). Otros astrofísicos son más conservadores y piensen que podría siguir cola so actividá actual mientres un periodu enforma mayor.
Recién estudios amuesen que, mientres los últimos quince años, el diámetru de Betelgeuse encoyó un 15%, desconociéndose les razones d'esti fenómenu. Otros amuesen que tien una forma daqué ovalada.
El discu de Betelgeuse pudo ser resueltu per aciu l'usu del telescopiu VLT, amosando la meyor imaxe que se tien de la estrella hasta la fecha. A diferencia d'estrelles cómo'l nuesu Sol, na cual la superficie de la estrella ta cubierta por ensame de gránulos (célules convectivas), n'estrelles xigantes y superxigantes coloraes cómo Betelgeuse namái hai un pequeñu númberu d'ellos, siendo éstes estructures les responsables de les variaciones de rellumu que pueden reparase nésos tipos d'astros.
Betelgeuse ta arrodiada por una nebulosa d'aspeutu complexu formada por silicatos y polvu espulsaos pola estrella n'erupciones estelares y conveición na so atmósfera, y que s'estiende hasta a una distancia de 400 unidaes astronómiques.
Betelgeuse, finalmente, ye una estrella fuxitiva que foi espulsada de la asociación estelar Orión OB1.
Los astrónomos predicen que Betelgeuse va convertise, finalmente, nuna supernova de Tipu II, anque ye posible que la so masa sía lo suficientemente baxa pa dexar tres de sigo una rara nana blanca de oxíxenu y neón, non una estrella de neutrones. Hai división d'opiniones sobre'l tiempu que va tardar n'asoceder esti eventu: anque Betelgeuse tien aprosimao unos 10 millones d'años d'edá, pero que por cuenta de la so gran masa evolucionó rápido, dalgunos señalen que l'actual variabilidá de la estrella indicaría que ta na fase de quema de carbonu del so ciclu de vida y, poro, va esplotar en dalgún puntu de los próximos 1000 años. Los escépticos disienten d'esti cálculu y creen que la estrella podría sobrevivir muncho más, en redol a 10 000 años.
A la fecha de 2014, los estudios teóricos más recién suxuren que Betelgeuse empezó apocayá a fundir heliu nel so nucleu y que, en fundiendo nesti procesu carbonu, neón, oxíxenu y siliciu, va españar como supernova dientro de los próximos 100.000 años. La superxigante colorada, qu'inda se taría abrillantando y espandiendo mientres xube la caña de les xigantes coloraes, tendría una edá d'ente 8 y 8,5 millones d'años y una masa de 20 M. Dependiendo de la so velocidá de rotación al nacer, los modelos d'evolución estelar pa una estrella d'esi intervalu de mases suxuren que Betelgeuse podría o siguir siendo una superxigante colorada hasta'l momentu d'esplotar como supernova, o convertise enantes d'españar nuna variable azul lluminosa o un astru similar a una estrella hiperxigante mariella. El remanente estelar que dexaría sería una estrella de neutrones d'aprosimao 1,5M 
L'eventu va ser, sía que non, espectacular, anque nun ta claru si va tener efectos importantes pa la vida nel nuesu planeta al atopase Betelgeuse cerca de la llende de distancia al cual los rayos cósmicos pueden afectar significativamente a la capa d'ozonu.
Nesi momentu, Betelgeuse rellumaría siquier 10 000 vegaes más qu'una supernova ordinaria, cola lluminosidá de la Lluna en cuartu creciente. Delles fontes predicen una magnitú máxima aparente a la de la Lluna llena, durando dellos meses. Sería un puntu desaxeradamente brillosu nel cielu, pudiéndose reparar inclusive de día. Tres esti periodu, diría escastándose gradualmente hasta que, tres meses o seique años, fuera inapreciable a güeyu. El costazu derechu de Orión va sumir hasta que, tres unos pocos sieglos, va desenvolver nel llugar una arrogante nebulosa.
Notablemente, en 1980, un equipu d'arqueólogos afayaron unos informes chinos del sieglu I que se refieren a'l color de Betelgeuse como blancu o mariellu. Sicasí, Ptolomeo, nun escritu del añu 150, catalogar como estrella colorada (anque tamién cataloga a Siriu como colorada, magar que ye blanca). Poro, Fang Lizhi, astrofísicu chinu, propón que Betelgeuse podría convertise nuna xigante colorada mientres esi periodu. Sábese que les estrelles camuden de color al espulsar una capa superficial de polvu y gas (capa que, inclusive agora, pue vese alloñar de Betelgeuse). Asina, si esta teoría ye cierta, ye improbable que Betelgeuse convertir en supernova en curtia, pos una estrella suel permanecer como xigante colorada mientres decenes de miles d'años.
BG Ceti
BG Ceti (BG Cet / HD 3326) ye una estrella variable na constelación de Cetus, la bisarma marina.
De magnitú aparente media +6,06, alcuéntrase a 162 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral A5m, BG Ceti ye una estrella químicamente peculiar con sobreabundancia del elementu estronciu.
Amuesa un campu magnéticu intensu, siendo'l so campu magnéticu llonxitudinal  igual a 99 ± 62 G.
Tien una temperatura efectivo de 7570 K y relluma con una lluminosidá 5,6 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 110 km/s, unes 55 vegaes más apriesa que'l Sol, habitual n'estrelles de les sos carauterístiques.
Catalogada como variable Delta Scuti, el rellumu de BG Ceti bazcuya 0,003 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,0299 díes. Estes variables —ente les que cabe solliñar a Vega (α Lyrae) y Seginus (γ Bootis)— alcuéntrense dientro del diagrama de Hertzsprung-Russell na intersección ente la franxa d'inestabilidá de les cefeides y la secuencia principal.
Son estrelles que la so masa ta entendida ente 1,5 y 2,5 mases solares.
BH Canum Venaticorum
BH Canum Venaticorum (BH CVn) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
La so magnitú aparente media ye +4,93 —la octava más brillosa na so constelación— y alcuéntrase a 145 años lluz del Sistema Solar.
BH Canum Venaticorum ye una estrella binaria cercana que la so componente principal ye una estrella con llinies metáliques de tipu espectral A6m, enantes catalogada como subxigante de tipu F2IV.
La so temperatura efectivo ye de 6750 - 7000 K y la so masa ye aprosimao un 50% mayor que la masa solar.
Más grande qu'el Sol, el so radiu puede tar entendíu ente 2,60 y 3,10 radios solares —la cifra varia según la fonte consultada— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 14 km/s.
Piénsase que pue ser una subxigante naranxa de tipu K2IV con una temperatura ente 4600 y 5000 K.
Tocantes a la so masa, diverses fontes asitiar nel ampliu rangu entendíu ente 0,42 y 0,85 mases solares, ente que'l so radiu puede ser de 3,3 a 4 vegaes el del Sol.
BH Canum Venaticorum tien un periodu orbital de 2,6132 díes, siendo la órbita llixeramente escéntrica (ε = 0,04). La so edá envalórase en 1300 millones d'años y presenta una metalicidá daqué baxa, unes 3/4 partes de la que tien el Sol.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten gran cantidá d'enerxía en forma de rayos X.
Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, BH Canum Venaticorum ye una de les más brilloses en dicha rexón del espectru; la so lluminosidá en rayos X ye de 52,75 × 10 W, comparable a la de λ Andromedae o TZ Coronae Borealis.
BH Virginis
BH Virginis (BH Vir / HD 121909 / HIP 68258) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,68
asitiáu na constelación de Virgu.
Alcuéntrase a 505 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BH Virginis ye una binaria espectroscópica compuesta por dos nanes marielles.
La componente principal tien tipu espectral F8V y la so lluminosidá ye casi'l doble de la lluminosidá solar.
Tien una temperatura efectivo de 6100 K y la so masa ye un 17% mayor que la masa solar.
El so radiu ye un 25% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 79,7 km/s.
La componente secundaria, de tipu G5V, ye llixeramente más lluminosa qu'el Sol y tien una temperatura efectivo de 5500 K.
La so masa ye un 5% mayor que la del Sol y el so radiu un 14% más grande qu'el d'ésti; la so velocidá de rotación ye igual o superior a 68,3 km/s.
La edá d'esti sistema envalórase en casi 8000 millones d'años.
BH Virginis constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 0,8169 díes.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 0,96 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,64 magnitúes.
Esti tipu de variación foi tamién reparáu n'otres variables RS Canum Venaticorum como AR Lacertae, XY Ursae Majoris y RS Canum Venaticorum.
Les otres dos variaciones de curtia duración paecen tener el so orixe na actividá magnética de los dos componentes; ello ye que dambes componentes amuesen actividá asemeyada a la solar, siendo ésta mayor nel casu de la estrella secundaria.
Dambes estrelles presenten manches na so superficie, que concéntrense siempre cerca del ecuador y en llatitúes entemedies; la superficie con manches puede llegar a algamar el 29% de la superficie total.
Les diferencies de temperatura ente les manches estelares y la fotosfera inactiva ye de 2300 K.
Coles mesmes, les manches estelares concéntrense en dos llonxitúes actives, dixebraes ente sigo aprosimao pola metá del periodu orbital (0° y 184°); talos llargores activos permanecieron invariables mientres más de 40 años.
Bharani (estrella)
Bharani ye'l nome de la estrella 41 Arietis (41 Ari / HD 17573 / HR 838), la tercera más brillosa de la constelación d'Aries, con magnitú aparente +3,61. Nun tien lletra griega de denominación de Bayer, yá que d'antiguo formaba parte de la constelación de Musca Borealis, güei refugada, siendo la so estrella más brillosa. Dacuando recibe'l nome de c Arietis. El nome de Bharani provién d'una de les casones astrolóxiques hindús o nakshatres, siendo'l nome de la diosa de la bona fortuna na relixón hindú.
Bharani ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V y 12.000 K de temperatura superficial. Con una lluminosidá 126 vegaes mayor qu'el Sol, tien una masa de 3,2 mases solares. Como otres estrelles de carauterístiques asemeyaes, Bharani tien una alta velocidá de rotación, 180 km/s a lo menos, 90 vegaes mayor que la del Sol.
Cuidao que tien un radiu 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, el so periodu de rotación ye igual o inferior a 17 hores.
Bharani tien una compañera estelar de la que nada se sabe. Detectada tantu por espectroscopia como por interferometría, alcuéntrase a 0,2 segundos d'arcu de la estrella principal, a una incierta distancia de 15 UA. Dambes atópense a unos 160 años lluz del Sistema Solar.
BI Canum Venaticorum
BI Canum Venaticorum (BI CVn / HIP 63701 / BD+37 2356) ye un sistema estelar na constelación de Canes Venatici de magnitú aparente media +10,36.
Alcuéntrase a 782 años lluz del Sistema Solar.
BI Canum Venaticorum ye una estrella binaria de contacto, lo qu'implica les dos estrelles —al tar mui cerca la una de la otra— comparten les sos capes esteriores de gas.
El so tipu espectral conxuntu ye F8.
La componente principal tien una temperatura efectivo de 6700 K, la so masa ye un 59% mayor que la masa solar y el so radiu ye un 37% más grande qu'el del Sol.
Contribúi col 68% del total de la lluminosidá del sistema.
Con una temperatura de 6720 K —anque otru estudiu señala una temperatura inferior de 6684 K—, tien un radiu llixeramente inferior al radiu solar.
El periodu orbital del sistema ye de 0,3842 díes (9,22 hores) y el so grau de contactu ye del 18%.
La variabilidá de BI Canum Venaticorum afayóse en 1955 por Kippenhahn.
Darréu catalogada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de BI Canum Venaticorum fluctúa ente magnitú aparente +10,26 y +10,71.
Constatóse qu'el periodu escai a lo llargo del tiempu, siendo esta variación de 1,51×10 díes per añu.
Esti amenorgamientu atribuyir a dos mecanismos: de primeres, a la tresferencia de masa dende la estrella primaria a la secundaria, y en segundu llugar a la perda de momentu angular por «frenáu» magnéticu.
El periodu de BI Canum Venaticorum tamién varia a lo llargo d'un ciclu de 27,0 años, lo que puede debese a la presencia d'un tercer oxetu nel sistema.
Dichu oxetu completaría una órbita alredor de la binaria de contactu cada 27 años y el so enclín orbital ten de tar próxima a los 90º. 
La so masa ye de siquier 0,58 mases solares, polo que cabría esperar que fora una nana colorada.
En dichu supuestu, la contribución de la tercer estrella al total de lluz del sistema sería más importante en llonxitúes d'onda llargues; sicasí, asocede xustu lo contrario, lo que llevó a pensar que la tercera componente pueda ser un oxetu compactu, como por casu una nana blanca.
Binaria eclipsante
Entender por Binaria eclipsante un sistema formáu por dos estrelles que'l so planu orbital ta empobináu escontra la Tierra, de tal manera, que dende la nuesa perspectiva, sufren eclises y tránsitos mutuos. El eclís o tránsitu pue ser total o parcial. A diferencia d'otros conxuntos binarios, les binaries eclipsantes nun dexen estremar les sos estrelles unes d'otres. Sicasí, gracies a los cambeos de lluminosidá periódicu nestos sistemes, puede deducise cuando una estrella oculta a la otra. Polo xeneral, un sistema binariu eclipsante suel tar constituyíu por estrelles de gran tamañu n'órbites bien amenorgaes y a la llarga pueden terminar nuna fusión mutua.
Esiste una rellación directa ente la variación de lluminosidá y el tiempu trescurríu. Esta rellación representar nuna curva de lluz. Esta curva de lluz, amuésanos el tiempu que tarda una estrella en orbitar a la otra. Teniendo esto en cuenta, podemos deducir, que nun periodu de máximu rellumu, les dos estrelles tán llau a llau. Tamién se deduz, que cuando la curva de lluz llega a un puntu mínimu, la estrella menos brillosa, y polo xeneral la más grande, despinta a la so compañera. Asina mesmu, cuando la estrella más brillosa, y polo xeneral la más pequeña, despinta a la so compañera, solo hai una pequeña perdida de lluminosidá. 
Los primeros sistemes binarios fueron reparaos en 1779 por William Herschel. Mientres 25 años reparó más de 50 sistemes binarios, llegando a la conclusión que yeren estrelles amestaes gravitacionalmente. En 1803 publicó les sos resultancies, demostrando que la llei física de la gravitación de Newton podía aplicase más allá del Sistema Solar. Sicasí, el primer sistema binariu eclipsante afayóse en 1782 pol astrónomu John Goodricke. Tratóse de Beta Persei, la segunda estrella más brillosa de la constelación Perseus. Esta falsa estrella, güei conocida como'l sistema Algol, son 2 estrelles formando un sistema binariu eclipsante, a una distancia de casi 95 años lluz de la Tierra. Los sos componentes tán dixebraos tan solo por 10 millones de km, si tomamos como referencia al Sol, que ta dixebráu de nós 150 millones de km.
BK Camelopardalis
BK Camelopardalis (BK Cam) ye una estrella de magnitú aparente +4,73 encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa.
Alcuéntrase a una distancia de 762 años lluz, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos (4,28 ± 0,48).
BK Camelopardalis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2.5Vne.
Tien una temperatura superficial, una vegada correxida pol escurecimientu gravitatoriu, de 20.843 K.
El so radiu envaloráu ye 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 341 km/s.
Tien una masa de 7,5 mases solares y una edá de 31,6 ± 5,1 millones d'años.
BK Camelopardalis ye una estrella binaria, que la so duplicidá foi resuelta per aciu interferometría de moteáu.
Ye una estrella Be y amosaba variaciones espectroscópicas con un periodu d'aprosimao 4,5 años, enantes d'entrar nun estáu d'inactividá que duró de 1938 a 1961.
Tópase arrodiada por una envoltura gruesa en llonxitúes d'onda del infrarroxu.
BK Canum Venaticorum
BK Canum Venaticorum (BK CVn / 21 Canum Venaticorum) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
Tien magnitú aparente +5,15 y ta asitiada a 275 años lluz del Sistema Solar.
BK Canum Venaticorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V, el mesmu que Vega (α Lyrae).
Con una temperatura efectivo de 10.450 K, ye 75 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye'l doble del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 102 km/s.
Tien una masa de 2,7 mases solares y, tocantes a el so estáu evolutivu, trescurrió más de la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
La so variabilidá foi detectada per primer vegada por J. Zverko en 1984, quien reparó un periodu fotométricu de 0,767 díes y catalogar como estrella Ap, siendo tamién clasificada como B9V He-w Si y ApSi.
Tien un campu magnéticu fuerte y el valor del so campu magnéticu efectivu  ye 10,0 G.
Dicha variación nun paez tar rellacionada cola rotación estelar sinón col espardimientu de los elementos na superficie de la estrella.
BK Gruis
BK Gruis (BK Gru / HD 212385) ye una estrella variable na constelación de Grus, la grulla. De magnitú aparente media +6,84, alcuéntrase a 409 años lluz del Sistema Solar.
Respectu al Sol, mover pol espaciu con una velocidá de 65,8 km/s,unos trés vegaes mayor que'l valor habitual de les estrelles de la nuesa redolada.
BK Gruis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2p, onde la «"p"» indica que ye una estrella peculiar, nel sentíu de qu'el so conteníu superficial en metales ye anómala.
Tien una temperatura efectivo de 8375 K y una lluminosidá 18 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una masa de 1,93 mases solares, la so edá envalórase en 630 millones d'años.
Piénsase que ta na metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
Presenta un intensu campu magnéticu —midíu nes llinies metáliques—, siendo'l valor del so campu magnéticu efectivu  = 396 G.
BM Scorpii
BM Scorpii (BM Sco) ye una estrella variable na constelación del Escorpión.
BM Scorpii ye una superxigante anaranxada de tipu espectral K2.5I que la so temperatura efectivo ye de 3900 K.
Tien un radiu 100 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a casi 0,5 UA, polo que, si tuviera nel llugar del Sol, la órbita de Mercuriu quedaría englobada dientro de la estrella.
Ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -3,63—, rellumando con una lluminosidá 2200 vegaes superior a la del Sol.
De magnitú aparente media +6,03, BM Scorpii ye la estrella más brillosa del Cúmulu de la Caparina (M6), que la so edá envalórase en 95 millones d'años.
La so distancia averada al Sistema Solar ye de 1600 años lluz.
En fotografíes oldea sópito coles sos calientes vecines de tipu B y color azuláu.
Catalogada como una variable pulsante semirregular SRD —asemeyada a SX Herculis o R Puppis—, el rellumu de BM Scorpii varia casi 2 magnitúes a o llargu d'un periodu de 815 díes.
BN Geminorum
BN Geminorum (BN Gem / HD 60848 / HIP 37074) ye una estrella variable na constelación de Xéminis.
Ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar nun ye bien conocida.
Un estudiu asitiar a 1480 años lluz de distancia ente qu'otru, utilizando la paralax midida pol satélite Hipparcos correxida pola estinción, señala una cifra mayor de 1620 años lluz.
BN Geminorum ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral O8Vpe. Ye una estrella bien caliente que la so temperatura efectivo algama los 33.400 K.
Extraordinariamente lluminosa, relluma con una lluminosidá equivalente a 80.000 soles.
Tien un radiu 8,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá; diversos estudios cifren la so velocidá de rotación proyeutada ente 163 y 240 km/s.
Ye una estrella masiva de 22 mases solares que —a diferencia de munches otres estrelles de tipu O— nun forma parte d'un sistema estelar.
Coles mesmes, piénsase que probablemente nun ye una estrella fuxitiva.
Catalogada como variable eruptiva del tipo Gamma Cassiopeiae, el rellumu de BN Geminorum fluctúa de forma impredicible ente magnitú aparente +6,75 y +6,85.
BN Puppis
BN Puppis (BN Pup / HIP 39666 / CD-29 5535) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. 
Al igual que RS Puppis y AQ Puppis, nesta mesma constelación, BN Puppis ye una cefeida clásica.
Estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu de BN Puppis, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +9,20 y +10,40 nun periodu de 13,6724 díes.
De tipu espectral mediu G4, la so temperatura efectivo ye de 5615 ± 81 K.
Tien un radiu 88 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Presenta un conteníu metálico comparable al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.
Los niveles de aluminiu y siliciu son, respectivamente, un 20% menor y un 25% mayor que les solares, ente que'l sodiu ye un 73% más abondosu que na nuesa estrella ([Na/H] = +0,24), magar ye una característica bien conocida que les superxigantes de la Vía Lláctea son sobreabundantes nesti elementu.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 12.300 años lluz.
BO Carinae
BO Carinae (BO Car / HD 93420 / SAO 238447) ye una estrella variable na constelación de Carina.
De magnitú aparente máxima +7,18, ye una estrella alloñada que s'atopa a una incierta distancia.
La so posible pertenencia al cúmulu estelar Trumpler 15 dexa envalorar que ta a 2500 pársecs (8150 años lluz) del Sistema Solar.
BO Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M4I con una temperatura efectivo de 3525 K.
Tien un radiu 790 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 3,7 UA polo que si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen englobados nel interior de la estrella.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 78.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 0,3 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable irregular LC —al igual que TZ Cassiopeiae o V528 Carinae—, el rellumu de BO Carinae fluctúa ente magnitú +7,18 y +8,15, ensin que se conoza periodicidá dalguna.
BO Microscopii
BO Microscopii (BO Mic) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,44 na constelación de Microscopium. Asitiada a 150 años lluz del Sistema Solar, ye una nueva estrella de namái 30 millones d'años d'edá y tipu espectral K0V. Con una temperatura superficial de 4950 K, la so masa ye'l 90% de la masa solar y la so lluminosidá ye namá'l 40% de la del Sol. Ye una estrella variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,21 magnitúes.
La velocidá de rotación de BO Microscopii ye particularmente alta, lo que la valió'l nomatu de «"Speedy Mic"». El so periodu de rotación ye de namái 9 hores ente que'l Sol xira sobre sigo mesmu aprosimao cada 26 díes, polo que BO Microscopii rota 66 vegaes más apriesa que la nuesa estrella. Arriendes d'ello, el so campu magnéticu ye muncho más intensu, yá que se piensa que ye xeneráu por un efectu de dinamo similar al qu'actúa sobre la Tierra. Ello tien de tener repercusiones sobre les manches estelares na so superficie, una y bones éstes surden nos llugares onde'l campu magnéticu ye mayor.
Cuidao que el Sol tamién rotaba más rápido na so nacencia, l'estudiu de BO Microscopii sirve pa entender la infancia de nuesa mesma estrella.
Un estudiu de les erupciones na superficie de BO Microscopii lleváu a cabu col satélite de rayos X XMM-Newton, punxeron de manifiestu que diches erupciones paécense enforma a les del Sol pero con dos estremes. Per una parte, les emisiones en rayos X son un centenar de vegaes más enerxétiques que les de les mayores erupciones solares. Per otra parte, contrariamente a lo qu'asocede nel Sol, la localización de les erupciones en BO Microscopii nun concasa cola posición de les manches estelares.
Botein
Botein (δ Arietis / δ Ari / 57 Arietis / HD 19787) ye una estrella na constelación d'Aries. Procedente del árabe "Al-Butain", el so nome significa «el pequeñu banduyu», yá que nes antigües representaciones de la constelación, la estrella taba emplazada nesa parte del animal; en mapes modernos, sicasí, asitiar cerca de la cola.
Asitiada a 168 años lluz del Sistema Solar, Botein ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III bien asemeyáu a Hamal (α Arietis), la estrella más brillosa d'Aries.
Tien una temperatura efectivo de 4832 K y un diámetru 13 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,87 milisegundos d'arcu—.
De magnitú aparente +4,35, la so lluminosidá ye 69 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Botein ye más rica en metales que'l Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 38% mayor que na nuesa estrella. En rellación al conteníu d'esti elementu, el nivel de lantanu ye bien baxu en comparanza col valor solar.
Al igual qu'otres estrelles xigantes, Botein rota amodo, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,15 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,7 mases solares y una edá de daqué más de 1000 millones d'años. 
BP Bootis
BP Bootis (BP Boo / HD 140728 / HR 5857) ye una estrella variable na constelación de Boötes, asitiada mui cerca de la llende con Draco.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum —que la so representante más brillosu ye Alioth (ε Ursae Majoris)—, la so magnitú aparente máxima ye +5,34, fluctuando el so rellumu 0,02 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 1,3049 díes.
Alcuéntrase a 313 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BP Bootis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p, la cual, con una edá de casi 120 millones d'años, apenes percorrió una tercer parte de la so andadura como estrella de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar —concretamente una estrella Bp—, que presenta sobreabundancia de siliciu y cromu.
Exemplos d'estrelles Bp son β Hydrae, HK Canis Majoris y NN Apodis.
Al igual qu'estes estrelles, BP Bootis tien un intensu campu magnéticu; el so campu magnéticu efectivu  algama los 100 G.
La temperatura efectivo de BP Bootis ye de 9800 K, magar otru estudiu alza significativamente esta cifra hasta los 12.000 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 75 km/s.
Relluma con una lluminosidá 102 vegaes mayor que la del Sol y ye 3 vegaes más masiva qu'ésti.
BP Gruis
BP Gruis (BP Gru / HD 217522 / HIP 113711) ye una estrella variable na constelación de la Grulla. De magnitú aparente media +7,53, alcuéntrase a 312 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BP Gruis ye una estrella químicamente peculiar catalogada como Ap o más específicamente como A5 SrEuCr. Con una temperatura efectivo ente 6545 y 6750 K, ye una de les estrelles Ap más fríes.
Tien una lluminosidá 7,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s. La so masa ye de 1,49 mases solares y la so edá envalórase en daqué más de 2100 millones d'años. La so metalicidá paez ser notablemente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,75).
BP Gruis ye una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp), condición que comparte con 10 Aquilae y la Estrella de Przybylski. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, la amplitú de la so variación ye de 0,004 magnitúes.
BPM 37093
BPM 37093 ye una nana blanca (estrella) asitiada a 54 años lluz, na constelación de Centauru.
Col seudónimu de Estrella d'África, por cuenta de que ta formada por carbonu cristalizado o diamante y n'honor al famosu diamante de grandes proporciones.
Tien un diámetru de 4.000km. (2.500 milles o 696.500.000 estadios griegos).
Afayóse'l 13 de febreru de 2003, pola universidá de Harvard. Al tar compuesta de carbonu cristalizáu, demuéstrase la teoría rusa de que les estrelles tienden a cristalizase al final de la so vida, como va asoceder col sol.
El so nome oficial ye "Lucy", por cuenta del famosu cantar de Los Beatles, "Lucy in the sky with diamonds"(Lucy nel cielu con diamantes).
BQ Geminorum
BQ Geminorum (BQ Gem / 51 Geminorum / HD 55383) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,07.
Alcuéntrase na constelación de Xéminis 1,2º al suroeste de λ Geminorum.
Asitiada a 540 años lluz de distancia del Sistema Solar, BQ Geminorum ye una xigante colorada de tipu espectral M4III.
Con una lluminosidá casi 2000 vegaes mayor que la lluminosidá solar, tien un radiu 70 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,33 UA.
Nun ye una estrella especialmente masiva, yá que se piensa que cuando nació la so masa taba entendida ente 1,5 y 2 mases solares.
Anguaño, con un nucleu inerte de carbonu, ye una estrella nes últimes etapes de la so evolución; nun tiempu relativamente curtiu —en términos de la vida d'una estrella— va desfacer de les sos capes esternes y el nucleu remanente va permanecer como una nana blanca.
BQ Geminorum ye una variable semirregular de tipu SRB como, por casu, L2 Puppis o 30 Herculis.
La variación del so rellumu ye de 0,40 magnitúes y el so periodu ye de 50,0 díes.
A diferencia de variables como O Delphini o HR Pegasi, nel espectru de BQ Geminorum nun se detecta la presencia de tecneciu, elementu del procesu-s de curtia vida producíu por nucleosíntesis estelar.
BR Piscium
BR Piscium (BR Psc / GJ 908 / HIP 117473) ye una estrella na constelación de Piscis. Asitiada a 19,35 años lluz de distancia, ye una de les 100 estrelles más cercanes al Sistema Solar.
BR Piscium ye una nana colorada de magnitú aparente +8,98, demasiao tenue pa ser reparada a simple vista.
De tipu espectral M1.0V, tien una temperatura efectivo de 3620 K.
La so masa ye aprosimao la metá de la del Sol y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi'l total de la radiación electromagnético emitida, fundamentalmente como radiación infrarroxo— igual al 2,4% de la lluminosidá solar.
El so diámetru ye la metá del que tien el Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,25 km/s.
El so periodu de rotación ye igual o inferior a 11,2 díes.
La metalicidá de BR Piscium, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, equival a un 30% de la solar.
Apaez catalogada como estrella acandilante na base de datos SIMBAD y como variable BY Draconis nel Xeneral Catalogue of Variable Stars (GCVS).
Les estrelles más cercanes a BR Piscium son GJ 1286 y GJ 1002, tamién nanes coloraes, a 4,7 y 5,3 años lluz respectivamente.
Brachium
Brachium (σ Librae / 20 Librae) ye'l nome d'una estrella de magnitú aparente +3,25 asitiada na constelación de Llibra.
Originariamente recibió la denominación de Bayer Gamma Scorpii, a pesar d'atopase llueñe de la llende con Escorpiu. Nun foi hasta'l sieglu XIX cuando recibió l'actual designación de Sigma Librae.
Brachium, términu utilizáu por Johann Bayer, provién del llatín, y el so significáu ye «brazu».
Otru títulu que recibe esta estrella ye Zubenhakrabi, del árabe Zubān al ʽAḳrab, «la pinza del escorpión».
Un tercer nome pa esta estrella ye Cornu, «el cuernu».
En China recibía'l nome de Chin Chay, el carru del campamentu».
A una distancia de 292 años lluz del Sistema Solar, Brachium ye una xigante colorada con una temperatura superficial de 3600 K. De tipu espectral M3-4III, ye 1900 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu, 110 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye equivalente a 0,52 UA; asitiada nel centru del Sistema Solar, estiéndese hasta la metá de la distancia ente la Tierra y el Sol. Piénsase que se ta tresformando en xigante per segunda vegada —agora con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu— nel so camín escontra una variable Mira.
Brachium ye una estrella variable semirregular de tipu SRB, con una variación de rellumu de 0,26 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 20,0 díes.
BS Cancri
BS Cancri (BS Cnc) ye una estrella na constelación del Cámbaru.
Ye miembru del cúmulu abiertu M44, conocíu como «El Preselbe», que alcuéntrase a unos 580 años lluz del Sistema Solar.
BS Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A9V.
Con una temperatura efectivo de 7277 K, la so lluminosidá ye diez veces cimera a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 138 ± 7 km/s.
Tien una masa un 66% mayor que la masa solar y, como'l restu del cúmulu, la so edá ye d'unos 600 millones d'años; ello supón que trescurrió'l 40% de la so vida como estrella de la secuencia principal. 
Determináronse venti distintos periodos, munchos d'ellos d'amplitú variable. Como exemplu, nel periodu de 1,545 hores, mientres dos años d'estudiu l'amplitú de la variación bazcuyó ente 2,35 y 0,86 milimagnitudes.
Otru periodu —de 0,759 hores de duración— nun foi reparáu en 2008 pero sí en 2009, onde amosó una gran amplitú de variación.
BS Circini
BS Circini (BS Cir) ye una estrella de la constelación de Circinus, el compás, de magnitú aparente +6,7.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 540 ± 50 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BS Circini ye una estrella blanca de tipu espectral Ap o A2 SiCrSr, onde la lletra «p» indica que ye una estrella químicamente peculiar con una bayura en metales anómala, siquier nes capes esternes.
La so temperatura efectivo ye de 9250 K y la so lluminosidá ye 52 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien una masa 2,42 ± 0,10 vegaes mayor que la masa solar y una edá averada de 460 millones d'años.
Estrella Ap, la so espectru amuesa llinies d'absorción fuertes de siliciu, cromu y estronciu. Como ye característicu nesta clase de variables, tien un intensu campu magnéticu —el valor del so campu magnéticu efectivu  ye 466 G—, daqué inferior al de Cor Caroli (α Canum Venaticorum) pero comparable al de V761 Centauri o al de HI Librae.
BU Circini
BU Circini (BU Cir) ye una estrella de magnitú aparente +6,09
asitiada na constelación del Compás.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 2,84 milisegundos d'arcu, polo que taría asitiada a unos 352 pársecs (1150 años lluz) del Sistema Solar.
BU Circini ye una xigante azul de tipu espectral B2III.
Tien una lluminosidá 3733 vegaes mayor que la del Sol, según una elevada temperatura efectivo que, según la fonte consultada, ta ente 20.300 y 24.900 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 53 km/s, magar ésti ye namái un valor mínimu.
Ye una estrella masiva que la so masa ta nel rangu de 7,75 - 10,5 mases solares y tien una edá de 21,1 ± 1,0 millones d'años.
La so bayura relativa de fierro ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,12), una característica común de munches estrelles de tipu B.
Ye destacable el so eleváu valor de la rellación nitróxenu/carbonu (+0,12), siendo BU Circini una de les estrelles B más riques en nitróxenu na vecindá del Sistema Solar.
BU Circini ye una variable Beta Cephei que'l so rellumu varia 0,017 magnitúes. El periodu d'oscilación principal ye de 0,1276 díes pero esisten periodos secundarios.
BU Geminorum
BU Geminorum (BU Gem / 6 Geminorum / HD 42543 / HR 2197) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. De magnitú aparente media +6,38, visualmente alcontrar ente Tejat Prior (η Geminorum) y 3 Geminorum, cerca de la llende con Tauru.
BU Geminorum ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; d'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, puede topase a más de 4000 años lluz del Sistema Solar, pero l'erru inherente a la midida ye cimera al valor de la mesma midida.
BU Geminorum ye una superxigante colorada de tipu espectral M0Iab con una temperatura efectivo ente 3614 y 3789 K. Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, tien un radiu 670 vegaes mayor qu'el del Sol, lo qu'equival a 3,12 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen conteníos nel interior de la estrella. El so conteníu metálico ye notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,42), con una bayura relativa de fierro correspondiente al 38% del esistente nel Sol.
Catalogada como una variable irregular LC, el rellumu de BU Geminorum varia ente magnitú +5,74 y +8,10. Magar nun esiste una periodicidá definida, esisten nicios d'un posible periodu de 2450 ± 750 díes.
BU Persei
BU Persei (BU Per / BD+56 512 / TYC 3694-1247-1) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +9,6, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 869 y alcuéntrase a una distancia de 1845 pársecs (6000 años lluz) del Sistema Solar.
BU Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I con una temperatura efectivo de 3600 K.
Tien un radiu 620 vegaes más grande qu'el del Sol —comparable al de Antares (α Scorpii)—, lo qu'equival a 2,9 UA.
Si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Bien lluminosa, la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 28.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2,8 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable semirregular SRC —que'l so prototipu ye la brillosa μ Cephei—, la fluctuación de rellumu de BU Persei ye de 1,9 magnitúes.
Esiste un periodu principal de 367,0 díes —381 ± 10 díes según otru estudiu— y unu secundariu, más llargu ya imprecisu, de 3600 ± 1000 díes.
BY Bootis
BY Bootis (BY Boo / HD 123657 / HR 5299) ye una estrella variable na constelación de Boötes, asitiada casi na llende cola vecina Canes Venatici.
De magnitú aparente media +5,22, alcuéntrase a 474 años lluz de distancia del Sistema Solar.
BY Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5III con una temperatura efectivo de 3235 ± 8 K.
La so lluminosidá bolométrica —enerxía radiada en toles llonxitúes d'onda— ye 1350 vegaes superior a la del Sol y la so masa puede ser aprosimao'l doble de la masa solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— equivalente a 2/3 partes de l'atopada nel Sol ([Fe/H] = -0,20).
Pela so parte, amuesa ciertu arriquecimientu en neodimiu y zirconiu al respective de los valores solares.
La midida del so diámetru angular en banda V, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ye de 7,44 ± 0,11 milisegundos d'arcu; en banda K, felicidá midida da un valor inferior de 7,00 milisegundos d'arcu.
Rellacionando la primera de les midíes cola distancia a la que s'atopa, puede conocese el so diámetru real, siendo ésti unes 115 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
BY Bootis una variable irregular de tipu LB; éstes son variables lentes de tipu espectral tardíu, ente les que cabe solliñar a Tejat Posterior (μ Cephei) y ψ Virginis.
El rellumu de BY Bootis varia ente magnitú +4,98 y +5,33, ensin que se pudiera reconocer periodu dalgunu.
BY Draconis
BY Draconis (BY Dra / HD 234677 / GJ 719) ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente media +8,07. Alcuéntrase a 53,6 años lluz de la Tierra.
BY Draconis ye un sistema estelar con siquier trés componentes. BY Draconis A y BY Draconis B formen una binaria cercana con un periodu orbital de namái 5,98 díes. Éstos son oxetos qu'entá nun entraron na secuencia principal y qu'inda tán colapsando. Los sos tipos espectrales individuales son K6Ve y K7Vvar. Formen el prototipu d'una clase de les estrelles variables conocíes como variables BY Draconis.
La tercera componente, BY Draconis C, comparativamente alcuéntrase muncho más dixebrada del par AB; visualmente a una distancia angular de 17 segundos d'arcu, la separación real ye de 260 UA. Ye una nana colorada de tipu M5. Puede esistir una cuarta componente nel sistema orbitando con un periodu de 114 díes, anque nun pudo ser confirmada visualmente.
La variabilidá de BY Draconis débese a l'actividá na fotosfera estelar, les llamaes manches estelares, comparables a les manches solares del Sol, conjuntamente cola rápida rotación que camuda l'ángulu de visión en rellación al observador. Esta variación tien una periodicidá media de 3,8285 díes, pero'l rellumu tamién camuda nel intre de dellos añu, dependiendo del nivel d'actividá superficial. La mayoría d'el observadores creen que la estrella primaria (BY Draconis A) ye la responsable de la variabilidá, pos la secundaria apenes contribúi con un terciu a la lluminosidá global del sistema. Sicasí, les manches pueden tener llugar en dambes estrelles. A diferencia del Sol, estos manches pueden asoceder nes rexones polares de les estrelles.
BZ Crucis
BZ Crucis (BZ Cru / HD 110432 / HR 4830 / HIP 62027) ye una estrella variable na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente media +5,32.
Ye probable miembru del cúmulu NGC 4609 y alcuéntrase aprosimao a 980 años lluz del Sistema Solar.
BZ Crucis foi clasificada como de tipu espectral B0.5IVpe, B2 o B1IIIe.
Tien una elevada temperatura efectivo de 27.100 K y relluma con una lluminosidá bolométrica 425.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma bien rápido, siendo la so velocidá de rotación de siquier 400 km/s.
Con una masa envalorada de 9,6 mases solares, tien una edá averada de 4,5 millones d'años.
BZ Crucis ye una estrella Be con propiedaes similares a les de γ Cassiopeiae.
Amuesa un espectru de rayos X complexu y variable nel tiempu.
La emisión de rayos X paez tener un orixe térmicu, siendo BZ Crucis estrellar Be con un afigura térmicu más caliente.
A partir d'este afigura derívase una metalicidá inferior a la solar.
Ye moderadamente lluminosa na rexón de rayos X y, superpuestu al fluxu basal —que varia nuna escala de tiempu del orde de 5.000-10.000 segundos—, esibe erupciones o fogarales recurrentes con una duración averada de namái 10 segundos.
Pela so parte, nel espectru visible, presenta carauterístiques qu'indiquen la presencia d'un discu trupu y/o grande.
La emisión de rayos X pue ser causada pola actividá magnética o posiblemente pola acreción per parte d'una nana blanca acompañante.
C Hydrae
C Hydrae (C Hya / 30 Monocerotis / 30 Mon) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,90, alcuéntrase a 125 años lluz del Sistema Solar.
C Hydrae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V, asemeyáu a Vega (α Lyrae) o a Algorab (δ Corvi).
Tien una temperatura efectivo de 10.060 K y ye 40 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu aprosimao'l doble qu'el radiu solar y rota con una velocidá de siquier 127 km/s.
La so masa ta entendida ente 2,3 y 2,9 mases solares.
Presenta una bayura relativa de fierro notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,39), más acusada nel casu del calciu, que'l so nivel ye namái una cuarta parte de la solar.
L'escesu d'emisión infrarroxa reparáu tantu a 24 μm como a 70 μm indica la esistencia d'un discu de polvu circumestelar alredor de C Hydrae.
Ello ye que piénsase qu'esisten dos petrines estremaos: unu interior —a 2 UA de la estrella— con una temperatura de 500 K, y otru más distante —a 61 UA— con una temperatura de 90 K.
C Velorum
C Velorum (C Vel / HD 73155 / HR 3407) ye una estrella na constelación de Vela, que representa la vela del Argo Navis.
Tien magnitú aparente +4,99 y, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 849 años lluz de distancia.
C Velorum ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K1.5II con una temperatura efectivo de 4400 K.
Ye 1058 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, ente les xigantes, forma parte del grupu de les más lluminoses, siendo la so lluminosidá comparable a la de β Coronae Australis, π Herculis o N Velorum, esta postrera tamién en Vela.
Como exemplu cabo reseñar que C Velorum ye 5 vegaes más lluminosa que la brillosa Arturu (α Bootis) pero ta 24 vegaes más alloñada qu'ella.
C Velorum xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación midida de 3,1 km/s, anque esti valor representa namái una llende inferior.
El so conteníu metálico ye menor qu'el del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,4.
La teoría d'estructura y evolución estelar dexa envalorar la masa de C Velorum ente 2,78 y 3,98 mases solares.
El valor llográu por astrosismoloxía —ciencia qu'estudia la estructura interna de les estrelles pulsantes per aciu la interpretación de les sos espectros de frecuencia— ye de 3,3 ± 1,1 mases solares, en concordanza coles cifres anteriores.
Calvera (estrella)
Calvera ye'l nome informal pol que se conoz a la estrella de neutrones 1RXS J141256.0+792204, asitiada na constelación de la Osa Menor. Piénsase que pue tar a una distancia entendida ente 250 y 1000 años lluz, lo que la convertiría na estrella de neutrones más próxima a la Tierra.
Calvera ye una estrella de neutrones aisllada, esto ye, nun ta acomuñada a un restu de supernova, nun forma parte d'una estrella binaria, nin ye un púlsar d'ondes de radiu. Cuidao que a los siete estrelles de neutrones aisllaes afayaes enantes denominar "Los Siete Magníficos", el nome de Calvera poner a manera de chancia por ser el villanu de la película del mesmu nome (*). Comparando un catálogu de 18.000 fontes emisores de rayos X del satélite ROSAT —que funcionó ente 1990 y 1999—, viose que nun tenía nengún homólogu n'otres llonxitú d'onda (espectru visible, infrarroxu o radiofrecuencies). En 2006, utilizando'l Observatoriu Swift, reparóse que la cantidá de radiación X emitida siguía siendo similar, y concluyóse que definitivamente nun taba acomuñáu a nengún otru oxetu.
Como oxetu brillosu en rayos X y tenue en lluz visible, nun se sabe que tipu d'estrella de neutrones puede ser. Piénsase que pue ser un exemplu atípicu d'una clase yá conocida, o bien el primer oxetu d'un nuevu tipu d'estrelles de neutrones. Alcuéntrase llueñe del discu de la Vía Lláctea, claramente allugáu nel halo galácticu.
Canopus (estrella)
Canopus o Canopo ye'l nome de la estrella Alfa Carinae (α Car).
Con magnitú aparente -0,72, ye la más brillosa de la constelación de Carina («La Quilla») y la del cielu nocherniegu tres Siriu (α Canis Majoris), que la so magnitú ye -1,47. Ye circumpolar al sur de llatitú 38° S.
Acordies con la obra de Richard Hinckley Allen «"Star Names: Their Lore and Meaning"», el nome Canopus tien dos oríxenes posibles.
El primeru provién de les lleendes de la guerra de Troya, una y bones la constelación de Carina formaba parte na antigüedá de la xigantesca constelación Argo Navis («El Navío Argos»), esto ye, el barcu utilizáu por Jasón y los Argonautas; la estrella más brillosa de la constelación recibió'l nome del pilotu del barcu de Menelao, Canopus.
El segundu orixe del nome provién del idioma coptu, faláu en Exiptu; "Kahi Nub" («Tierra dorada»), fadría referencia a'l color de la estrella vista sobre l'horizonte dende esti país, arroxáu pola estinción atmosférica.
Na antigua astroloxía hindú, la estrella ye conocida como "Agastya", unu de los rishi —sabios míticos—, fíu de los dioses Varuna y Mitra.
La distancia a la que se topa Canopus foi oxetu de discutiniu hasta que foi midida con precisión pol satélite Hipparcos a partir del so paralax, resultando en 309 años lluz.
Con una lluminosidá 13.300 vegaes la del nuesu Sol, ye la estrella de mayor rellumu intrínsecu nun radiu de 700 años lluz del Sistema Solar.
Ye, por casu, muncho más lluminosa que Siriu, que la so lluminosidá equival namái a unes 22 vegaes la del Sol.
Canopus ye una xigante lluminosa o superxigante blancu-mariella de tipu espectral F0II con una temperatura superficial de 7280 K.
Les superxigantes de tipu F como Canopus son escases y mal conocíes; pueden ser estrelles en procesu d'evolucionar escontra la etapa de xigante colorada o, otra manera, podríen tar «tornando» dende dicha fase.
Lo más probable ye que Canopus topar nesta última situación, fundiendo heliu en carbonu y oxíxenu nel so nucleu.
El so radiu ye 71 vegaes más grande qu'el radiu solar; asitiada nel llugar del Sol, estiéndese hasta 9/10 partes de la órbita de Mercuriu.
Tien una corona bien caliente, diez veces más caliente que la del Sol, observable tantu en rayos X como en ondes de radiu.
Con una masa de 8 o 9 mases solares, Canopus alcuéntrase na llende ente les estrelles de masa entemedio y les masives; la so masa nun ye, poro, abonda por qu'acabe esplotando como supernova y va concluyir los sos díes como una nana blanca compuesta por neón y oxíxenu y non, como la mayor parte d'estos remanentes estelares, por carbonu y oxíxenu.
Por cuenta de la so posición fora del planu de la eclíptica —al contrariu que Siriu— y al so rellumu, Canopus ye una estrella utilizada de cutiu poles sondes espaciales pa empobinar la so posición.
Capella
Capella (Alfa Aurigae / α Aur / 13 Aurigae) ye'l nome de la estrella más brillosa de la constelación d'Auriga, («El Cocheru»), y la sesta más brillosa del cielu.
Ye la estrella de primer magnitú más cercana al Polu Norte Celeste.
Alcuéntrase a 42,2 años lluz de distancia del Sol. 
El so nome procede del llatín "capella", «pequeña cabra», y ye l'orixe del mitu romanu de la cabra Amaltea que dio de mamar a Zeus. Tamién recibe los nomes árabes de Alhajoth, qu'igualmente significa «La Cabra», y Al Rakib, «El Conductor», porque nos atapeceres y nes lluces crepusculares yera la primer estrella que se vía ente toles que la arrodiaben. Nel antiguu acadio recibía'l nome de "Dil-gan I-ku", la Mensaxera de la Lluz», según "Dil-gan Babill", la Estrella honorífica de Babilonia». Afayáronse dellos templos celtes que s'atopaben empobinaos de tala forma que recibíen el primer rayu de Capella al salir ésta. Los antiguos observadores atribuyéron-y una coloración acoloratada, del tou inesplicable.
Na mitoloxía hindú, Capella yera "Brahma Ridaya", simbolizando'l corazón de Brahmā.
Anque Capella ye una estrella cuádruple, primero reconocióse la so condición d'estrella doble al traviés d'estudios espectroscópicos y depués (en 1919) con interferometría. La separación visual d'estes componentes, A y B, nun supera los 0,05 segundos d'arcu, correspondiendo a una separación real de 0,73 unidaes astronómiques (ua). Muévese a lo llargo d'una órbita prácticamente circular con un periodu orbital de 104 díes.
A 12 minutos d'arcu d'A+B hai dos compañeres más tenues, denominaes C y D, que s'atopen a 11.000 ua (0,17 años lluz) del par principal, describiendo una órbita tan enorme qu'inda non se pudo completar per mediu de les observaciones; un cálculu de primera aproximamientu pa esta órbita refundia un periodu d'unos 400 años. La separación media ente C y D ye d'unes 48,1 ua.
El modelu qu'ufierta Capella puede asimilase a dos esferes de 35 y 20 cm de diámetru separaes 3 m ente sigo; a 40 km de la pareya principal asitiaríense dos esferitas de 2 cm, dixebraes ente sí 120 m.
Los dos astros principales del sistema, Capella A y Capella B, son estrelles xigantes marielles con temperatures superficiales similares a la del Sol; los sos tamaños, sicasí, son enforma mayores qu'el d'ésti. La lluz combinao d'esti par ye la qu'anicia, cuando la repara a güeyu na nueche, l'intensu color mariellu de Capella.
Capella A, de tipu espectral G8IIIe, tien un radiu 12,2 vegaes mayor qu'el radiu solar y una masa de 2,7 mases solares. Con una lluminosidá 78,5 vegaes mayor que la del Sol, la so edá envalórase nunos 525 millones d'años. La baxa bayura de litiu na so superficie indica que nel so nucleu empezó la fusión nuclear de heliu en carbonu. Coles mesmes, ye una estrella variable de tipu RS Canum Venaticorum.
Capella B, de tipu espectral G1III, tien un radiu de 9 radios solares, una masa de 2,6 mases solares y una lluminosidá 77,6 vegaes mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación ye enforma mayor que la de Capella A, polo que la so actividá cromosférica ye mayor. Piénsase que ta menos evolucionada que la so compañera y que nel so nucleu nun empezó entá'l tresformamientu d'heliu en carbonu. Sía comoquier, dambes estrelles tán agora nel procesu d'espandise y esfrecese nel so camín de tresformamientu a xigantes coloraes, lo que-yos tomará dellos millones d'años.
Capella C y Capella D son dos nanes coloraes de magnitúes 10 y 12 respectivamente. Capella C tien tipu espectral M1V y, con un radiu del 58% del radiu solar, la so lluminosidá ye tan solo el 1,3% de la del Sol. Capella D, de tipu M4-5V, ye entá más pequeña y tenue, con una lluminosidá qu'apenes algama'l 0,05% de la del Sol.
Caph
Caph (β Cassiopeiae / β Cas / 11 Cassiopeiae) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +2,28. Llixeramente menos brillosu que Schedar (α Cassiopeiae), ye la segunda estrella en rellumu dientro de la constelación. Alcuéntrase a 55 años lluz del Sistema Solar.
El nome de Caph, escritu dacuando como Chaph o Kaff, provién de la palabra árabe كف "kaf", «palmera». Al Tizini, astrónomu árabe del sieglu XVI, designó a la estrella como Al Sanam al Nakah, «la gorrumba del camellu», en referencia a una figura persa de la dómina.
Caph ta catalogada como una subxigante o xigante de tipu espectral F2, non tantu pol so tamañu sinón porque remató la fusión de hidróxenu abandonando la secuencia principal. Alcuéntrase nuna etapa de bien curtia duración dientro de la evolución estelar; nel diagrama de Hertzsprung-Russell asitiar na llamada «Llaguna de Hertzsprung», rexón onde apenes esisten estrelles. Namái va pasar un 1% de la so vida como estrella —cifrada nunos pocos miles de millones d'años— nesta fase evolutiva.
Con una temperatura superficial de 6700 K, Caph ye 28 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Amuesa un conteníu metálico (metalicidá) similar al de la nuesa estrella ([Fe/H] = +0,03).
La midida directa del so diámetru angular —2,12 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 3,8 vegaes más grande que la solar.
Per otra parte, tien una corona particularmente débil, un halo de gas magnéticamente caliente qu'irradia rayos X, reparaos alredor del Sol mientres un eclís total. Ye una estrella variable Delta Scuti, la más brillosa dientro d'esti tipu de variables. El so rellumu varia de magnitú +2,25 a +2,31 nun periodu de 2,5 hores.
Cástor (estrella)
Cástor (α Geminorum / α Gem / 66 Geminorum / HIP 36850) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Xéminis dempués de Pólux (β Geminorum). Xuntu con ésta representa los dos ximielgos celestiales que dan a la constelación de Xéminis el so nome ("Gemini" en llatín significa «los ximielgos»). En 1678 afayóse que Cástor ye una binaria visual que les sos componentes, dixebraes unos 6 segundos d'arcu, tienen magnitúes aparentes de +2,91 y +1,96.
El nome de Cástor, usáu mientres sieglos pa designar a α Geminorum, fai referencia al hermanu mortal de los Dioscuros, ximielgu de Pólux.
Sicasí, na antigua Grecia esta estrella yera conocida como Apollo (Ἀπόλλων), nome que paez perdurar hasta los tiempos de John Flamsteed.
Nel dialectu dóricu yera Ἀπέλλων, términu que dio llugar a les variantes Afelar, Aphellon, Apullum y Avellar.
La estrella tamién lleva'l nome árabe Al Ras al-Taum al-Muqadim, lliteralmente «la cabeza del primer ximielgu».
Sicasí, d'alcuerdu a Al Tizini, el so primer nome indíxena foi "Al Awwal al Dhirāʽ", «la primera na garra / brazu»; faía referencia a la figura celestial d'un enorme lleón, "Asad", representada polos nómades del desiertu.
Na antigua Babilonia Cástor señalaba la undécima constelación eclíptica, "Mash-mashu-Mahrū", «el ximielgu occidental».
En China reconocíen a esta estrella como Yin, que na filosofía oriental ye una de los dos fuerces fundamentales, opuestes pero complementaries, que s'atopen en toles coses.
Cástor ye una estrella binaria visual que les sos componentes, Cástor A y Cástor B, completen una órbita cada 445 años.
Anque la distancia media ente dambes ye de 104 ua, la escentricidá de la órbita (ε = 0,34) fai que la separación ente elles varie ente 71 y 138 ua.
El planu orbital ta inclináu 25º al respective de la llinia de visión.
De la mesma, caúna de les componentes ye una binaria espectroscópica: les componentes de Cástor A tán dixebraes 0,12 ua con un periodu orbital de 9,21 díes, ente que les componentes de Cástor B, separaes 0,03 ua, completen una órbita cada 2,93 díes.
Pero Cástor ye, en realidá, una estrella séstuple»:
tien una acompañante bien pocu lluminosa a unos 72 segundos d'arcu, Cástor C, que los sos paralax y movimientu propiu son iguales al del par Cástor AB. Cástor C ye tamién una binaria espectroscópica y amás una binaria eclipsante, que les sos componentes mover nuna órbita circular con una separación de 0,018 ua, completando una vuelta cada 19,5 hores. La distancia ente Cástor C y el par Cástor AB ye tan grande (unes 1000 ua) qu'entá nun se reparó movimientu orbital dalgunu.
La estrella principal de Cástor A ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1 V. Tien una temperatura de 9500 K y una lluminosidá 37 vegaes mayor que la del Sol.
Pela so parte, la componente principal de Cástor B ye una estrella con llinies metáliques —lo que llevó a que sía catalogada ente A2 y A5— con una temperatura de 8300 K y 13 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Les mases respectives d'A y B son 2,4 y 1,9 mases solares.
Les acompañantes d'estos dos estrelles blanques nun son bien conocíes; la compañera de Cástor A pue ser de tipu K tardíu y la de Cástor B una nana colorada.
Dambes binaries emiten rayos X, probablemente pola actividá magnética de les compañeres invisibles.
Na siguiente tabla recuéyense los parámetros de los seis estrelles que formen el sistema estelar de Cástor.
Los dos estrelles del subsistema Cástor C son nanes coloraes casi idéntiques de tipu espectral M0.5 V y 3820 K de temperatura efectivo.
Dambes tienen aprosimao la mesma masa, equivalente al 61% de la masa solar.
Una o les dos estrelles que componen Cástor C son estrelles acandilantes —asemeyaes a Proxima Centauri o Wolf 359—, polo que Cástor C recibe amás la denominación, en cuantes estrella variable, de YY Geminorum.
CC Comae Berenices
CC Comae Berenices (CC Com / TYC 1986-2106-1) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +11,30.
Encuadrada na constelación de Melota de Berenice, forma parte del cúmulu abiertu Melotte 111 y ta alloñada 261 años lluz del Sistema Solar.
CC Comae Berenices constitúi una binaria de contactu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l so tipu espectral K5V.
La componente primaria —con una masa de 0,69 mases solares— tien una temperatura efectivo de 4302 K y un radiu igual al 68% del que tien el Sol.
La componente secundaria tien el 52% de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 4500 K.
El so radiu ye la metá qu'el radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 1,56 radios solares o 0,007 UA.
El periodu orbital d'esti sistema ye de 0,2207 díes.
Dichu periodu esperimenta una variación cíclica que puede debese a la presencia d'un tercer oxetu entá non reparáu.
Superpuesta a esta variación, esiste un amenorgamientu secular del periodu de 0,2 × 10 díes per añu, lo que suxure qu'hai tresferencia de masa estelar dende la componente más masiva escontra la menos masiva.
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, CC Comae Berenices ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,91 magnitúes nel eclís principal.
CD Ceti
CD Ceti (CD Cet / GJ 1057) ye una estrella na constelación de Cetus.
Con magnitú aparente +13,78, nun ye observable a simple vista.
D'alcuerdu al so paralax (117,1 ± 3,5 milisegundos d'arcu), ta asitiada a 28 años lluz del Sistema Solar.
CD Ceti ye una tenue nana colorada de tipu espectral M5.0V.
Asemeyada a GJ 1156 o a la conocida Proxima Centauri —la estrella más cercana al Sistema Solar—, tien una temperatura efectivo de 3240 K.
De pequeñu tamañu, el so radiu equival al 18% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s.
El so periodu de rotación pue ser tan llargu como 102 díes.
El so débil campu magnéticu, inferior a 2 kG, rellacionar cola so lenta rotación.
Tien una masa igual al 15,5% - 16% de la masa solar.
CD Ceti ta catalogada como variable BY Draconis.
Estes variables —ente les que s'atopen DK Ceti o EX Ceti, nesta mesma constelación— amuesen variaciones na so lluminosidá pola esistencia de manches na so superficie o otru tipu d'actividá cromosférica.
CD Crucis
CD Crucis (CD Cru / HD 311884 / HIP 62115 / WR 47) ye una estrella variable de magnitú aparente media +10,89.
Alcuéntrase na constelación de la Cruz del Sur a 7 minutos d'arcu de la variable BZ Crucis.
Ye miembru del cúmulu Hogg 15 y alcuéntrase aprosimao a 3000 pársecs (9780 años lluz) del Sistema Solar.
CD Crucis ye un sistema binariu masivu compuestu por una caliente estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O5V y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WN6.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 6,24 díes, siendo la órbita circular.
La separación ente les dos estrelles ye de 0,32 UA o 68 radios solares.
La estrella azul ye la más lluminosa, con una lluminosidá bolométrica 850.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar; pela so parte, la estrella de Wolf-Rayet ye 120.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
En rayos X el par ye más lluminosu de lo que cabría esperar considerando les componentes individualmente; dichu escesu atribuyir a la esistencia d'afigura a elevada temperatura na zona d'interaición ente los vientos estelares de los dos estrelles.
Amás, la temperatura de dichu afigura varia mientres el ciclu orbital de la binaria.
Esti comportamientu tamién foi reparáu en V444 Cygni, una binaria asemeyada a CD Crucis.
La estrella azul ye 57 vegaes más masiva que'l Sol y el so acompañante tien una masa de 48 mases solares.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, esta componente del sistema pierde masa a razón de 3,0 × 10 mases solares per añu, ente que la estrella azul facer a un ritmu treinta veces menor.
CD Octantis
CD Octantis (CD Oct / WD 2159-754) ye una nana blanca de magnitú aparente +15,03 encuadrada na constelación de Octans.
Magar el so paralax nun foi midida, la so distancia respeutu al Sistema Solar —46 ± 5 años lluz— ye conocida por fotometría.
CD Octantis tien tipu espectral DA5.6, siendo'l hidróxenu l'elementu predominante na so atmósfera.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar asitiar ente 8911 y 9040 K.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando;
Un aspeutu notable de CD Octantis ye la so elevada masa, envalorándose ésta en 1,17 ± 0,03 mases solares —considerando que ye una nana blanca de carbonu-oxíxenu—, anque podría tener 1,14 mases solares si'l so interior ta formáu por oxíxenu-neón.
Arriendes d'ello, ye una nana blanca «ultramasiva», condición que ta sofitada pol so peculiar velocidá radial.
La so masa ye cimera a la de Siriu B nun 20%.
CD Octantis ta catalogada como variable pulsante de tipu ZZ Ceti nel Xeneral Catalogue of Variable Stars (GCVS), siendo la variación de rellumu rexistrada de 0,10 magnitúes.
CD Tauri
CD Tauri (CD Tau) ye un sistema estelar na constelación de Tauru que s'atopa a 225 años lluz del Sistema Solar.
Ta compuestu poles estrelles CD Tauri A (HD 34335 / HIP 24663 / BD+19 886), de magnitú aparente +6,77, y CD Tauri B (HD 34335B / BD+19 886B), de magnitú +9,88.
CD Tauri A ye, de la mesma, una estrella binaria que les sos componentes son estrelles de tipu espectral F5 IV y F7 V (otru autores clasifiquen dambes estrelles como F6 V). La componente principal, 4,29 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa de 1,44 mases solares y un radiu un 80% más grande qu'el radiu solar —valor que suxure que ye una subxigante abandonando la secuencia principal—.
El so acompañante, con 1,37 mases solares y un radiu un 58% mayor que'l radiu solar, tien el 78% de la lluminosidá de la so compañera.
La velocidá de rotación proyeutada ye de 28 y 26 km/s respectivamente.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 3,4351 díes.
El eclís principal y el secundariu son prácticamente iguales, con un amenorgamientu de rellumu de 0,57 y 0,54 magnitúes respectivamente.
CD Tauri B, visualmente a 10 segundos d'arcu de CD Tauri A, ye probablemente una nana naranxa de clase K2. La so masa equival a un 74% de la masa solar.
Emplega más de 11.000 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,08) y la so edá envalórase en 3200 millones d'años.
CE Bootis
CE Bootis (CE Boo / GJ 569 / HIP 72944) ye una estrella de magnitú aparente +10,20 asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Un sistema binariu de dos nanes marrones —que bien podríen ser trés— orbitan alredor d'esta estrella, asitiada a 32,0 años lluz del Sistema Solar.
CE Bootis (GJ 569 A) ye una nana colorada de tipu espectral M2.5V con una temperatura superficial de 3540 K.
Tien un diámetru igual a la metá del diámetru solar y relluma con una lluminosidá que correspuende al 0,7% de la que tien el Sol.
La so masa ye de 0,35 ± 0,03 mases solares y tien una edá envalorada de 100 millones d'años.
Como munches otres nanes coloraes, ye una estrella acandilante que despide fogarales y sufre aumentos sópitos ya impredicibles nel so rellumu.
Les estrelles conocíes más cercanes a CE Bootis son Ross 52 y DE Bootis, a 5,9 y 7,1 años lluz de distancia respectivamente.
A 5 segundos d'arcu de CE Bootis —equivalente a una separación de 50 UA— alcuéntrase GJ 569 B, un sistema formáu por, siquier, dos nanes marrones, con una masa total de 0,125 mases solares.
Esti sistema completa una órbita alredor de CE Bootis cada 500 años aprosimao.
De la mesma, GJ 569 B ye una binaria espectroscópica con un periodu de 876 díes, siendo la separación ente dambos oxetos de 0,89 UA.
Estudios espectroscópicos y fotométricos suxuren qu'esta binaria ye en realidá un sistema triple formáu por trés nanes marrones prácticamente iguales —dos d'elles bien próximes ente sigo—, caúna d'elles con una masa averada de 0,04 mases solares.
CE Camelopardalis
CE Camelopardalis (CE Cam / HD 21389 / HR 1040) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,60.
Encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa, ye la sesta estrella más brillosa de la mesma.
CE Camelopardalis ye una superxigante blanca de tipu espectral A0I, asemeyáu a Deneb (α Cygni) o a 6 Cassiopeiae.
Nun esiste consensu tocantes a la so temperatura superficial; mientres un estudiu da un valor de 11.040 K, otru rebaxa tala cifra a 9730 K.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye bien elevada, 62.700 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Per otra parte, el so diámetru angular —0,886 ± 0,009 milisegundos d'arcu— dexa envalorar de manera averada'l so diámetru real.
Considerando que s'atopa a 2500 años lluz d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, el so diámetru resulta ser 73 vegaes más grande qu'el del Sol, equivalente a 0,34 UA.
CE Camelopardalis tien una masa envalorada de 14,95 ± 0,4 mases solares.
Alcuéntrase somorguiada nuna nebulosa de reflexón y ye miembru de la Asociación estelar Cam OB1.
CE Tauri
CE Tauri (CE Tau / 119 Tauri / HD 36389 / HR 1845) ye una estrella na constelación de Tauru, asitiada xusto percima de la constelación d'Orión. Ye una de les estrelles más grandes que se conocen, con un radiu 525 vegaes más grande que'l radiu solar o, lo que ye lo mesmo, 2,4 UA.
CE Tauri ye una fría superxigante colorada de tipu espectral M2 con una lluminosidá averada de 47.000 soles y una temperatura superficial de 3700 K. Les sos carauterístiques físiques son similares a otres estrelles más conocíes como Betelgeuse (α Orionis) o Antares (α Scorpii). Tien una alta metalicidá, con un conteníu en fierro un 30% superior al del Sol. La so masa, ente 12 y 15 vegaes mayor que la masa solar, dexa concluyir que va acabar los sos díes como una brillosa supernova.
Al igual qu'otres superxigantes coloraes, CE Tauri ye una estrella variable. Ta clasificada como una variable semirregular con oscilaciones nel so rellumu dende magnitú +4,23 a +4,54 nun periodu de 165 díes.
CE Tauri alcuéntrase a una incierta distancia de 1900 años lluz del Sistema Solar, pero cuidao que esti valor ta suxetu a un altu grau d'erru, la so distancia real pue tar entendida ente 1300 y 3600 años lluz.
Cebalrai
Cebalrai (β Ophiuchi / β Oph / 60 Ophiuchi / HD 161096) ye una estrella de la constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +2,75.
El términu Cebalrai provién del árabe كلب الراعي ("kalb al-rā‘ī"), «el perru del pastor».
Tamién recibe los nomes de Cheleb, Kelb Alrai, o a cencielles Alrai.
Xuntu a γ Ophiuchi, na astronomía china yera conocida como Tsung Ching.
Distante 82 años lluz del Sistema Solar, Cebalrai ye una xigante naranxa del tipu de Arcturus (α Bootis), anque más pequeña y menos brillosa qu'ésta.
De tipu espectral K2III y 4600 K de temperatura efectivo, tien un radiu 12,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y ye 64 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Estos parámetros dexen envalorar la so masa —aprosimao'l doble de la masa solar— y probablemente agora funde heliu en carbonu nel so nucleu internu.
Cebalrai amuesa una llixera variabilidá nel so rellumu —el so magnitú absoluta varia ente +0,75 y +0,77— que paez que ta rellacionada más con cambeos nel tamañu de la estrella que con variaciones na mesma lluminosidá. Midíes espectrocópicas amuesen que la estrella bazcuya con periodu de 0,26, 13,1 y 142 díes; el periodu más llargu débese a manches escuros na so superficie qu'entren y salen del campu de visión, en concordanza cola velocidá de rotación reparada de 2 km/s. Sicasí, el periodu de 13,1 díes paez debese a sutiles pulsaciones que'l so orixe nun ye del tou conocíu.
Celeno (estrella)
Celeno o Celaeno (16 Tauri / HD 23288 / HR 1140) ye una estrella na constelación de Tauru que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades. La so magnitú aparente ye +5,45 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Dacuando ye conocida como la "Pléyade Perdida", yá que —sacante Asterope—, ye la más tenue ente les estrelles d'esti cúmulu que tienen nome propiu. El so nome correspuende a una de los siete Pléyades, fíes del titán Atles y la oceánide Pléyone.
Celeno apaez catalogada como una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7IV con una temperatura de 13.200 K. 240 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 3 vegaes mayor qu'el radiu solar. Tien una velocidá de rotación de siquier 185 km/s, lo que la lleva a completar una vuelta en menos de 19 hores. D'alcuerdu al profesor Jim Kaler, nel so interior el hidróxenu sigue tresformándose en heliu, polo que nun ye una verdadera subxigante, si non una estrella de la secuencia principal; d'alcuerdu a la so masa equivalente a 3,7 mases solares—, la so permanencia na secuencia principal ye de 225 millones d'años, ente que la edá de les Pléyades ye de namái 130 millones d'años.
Celeno ye una estrella binaria con una compañera cercana, detectada per aciu interferometría, a 0,0062 segundos d'arcu. Seis veces más tenue que la estrella principal, el so rellumu correspuende a una estrella blanca de tipu A3, distante menos de 1 UA de la estrella principal, con un periodu orbital llixeramente inferior a mediu añu.
CF Tucanae
CF Tucanae (CF Tuc) ye una estrella binaria na constelación de Tucana de magnitú aparente +7,60.
La so distancia al Sistema Solar ye de 290 ± 20 años lluz.
La estrella primaria del sistema CF Tucanae ye una nana mariella o subxigante de tipu espectral G0IV/V.
Tien una temperatura efectivo de 6100 K y relluma con una lluminosidá 3,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so masa ye un 11% mayor que la del Sol y el so radiu un 63% mayor que la d'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 28 km/s.
La so edá averada ye de 5000 millones d'años y piénsase que ta llegando a la fin de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Con una temperatura de 4286 ± 19 K, ye casi 4 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien 1,23 mases solares y el so radiu ye 3,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El periodu orbital del sistema ye de 2,7975 díes, anque se constató que nun ye constante. El planu orbital tópase inclináu cerca de 70º respectu al planu del cielu.
La separación ente dambes estrelles ye de 0,05 UA.
CF Tucanae ta clasificada como una binaria cromosféricamente activa.
Tien una bayura de litiu relativamente alta y la componente más fría amuesa una fuerte emisión de CaII H y K, indicadores de l'actividá cromosférica.
Ta encuadrada dientro de les variables RS Canum Venaticorum, clase de variables ente les que cabe solliñar a la conocida Capella (α Aurigae) y a II Pegasi.
Coles mesmes, el sistema ye una conocida radioestrella y fonte de rayos X.
El satélite ROSAT detectó en 1996 una erupción estelar de rayos X de gran intensidá; tuvo una duración de 9 díes y foi la erupción de rayos X coherente de mayor intensidá detectada hasta la fecha.
Los dos estrelles nun tán lo suficientemente próximes ente sigo —ye una «binaria separada»— como por que se produza tresferencia de masa ente elles.
Una posible esplicación puede ser la perda de masa de la subxigante naranxa debíu al vientu estelar.
CF Tucanae ye, amás, una binaria eclipsante —anque los eclises son parciales—, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 0,36 magnitúes pal primeru y 0,08 magnitúes pal segundu.
Chertan
Chertan ye'l nome de la estrella θ Leonis (θ Lleo / 70 Leonis), la sesta más brillosa de la constelación de Lleo, con magnitú aparente +3,33.
Asitiada na parte de tras del lleón, Chertan tamién recibe los nomes de Chort y Coxa. Los nomes Chertan y Chort proceden del árabe: Chertan de la palabra "al-kharātān" «dos pequeñes costielles», refiriéndose originariamente tantu a Duhr (δ Leonis) como a la estrella que nos ocupa; y Chort de la palabra "al-kharāt" o "al-khurt" «pequeña costiella». Pela so parte, Coxa significa «cadril» en llatín.
En China yera conocida como Tsze Seang, el segundu ministru del estáu.
Chertan ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V, similar a otres estrelles más familiares como Siriu, Vega o Fomalhaut. A 165 años lluz de distancia paeznos menos brillosa qu'éstes postreres al tar más alloñada.
Tien una temperatura de 9250 K y una lluminosidá equivalente a 120 soles.
El so radiu ye 4,3 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Anque la so velocidá de rotación —23 km/s— ye enforma mayor que la del Sol, xira muncho más lenta qu'otres estrelles de la so clase, siendo el so periodu de rotación inferior a 9 díes.
El telescopiu espacial Spitzer detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm y a 70 μm, probablemente aniciáu nun discu circumestelar de polvu alredor de la estrella.
Con una edá averada de 450 millones d'años, piénsase que Chertan ta entrando na fase de subxigante.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 45% menor que la del Sol ([Fe/H] = -0,25).
Amás, ye un exemplu de estrella con llinies metáliques con conteníos de elementos químicos bien distintos a les solares. Asina, ye más probe n'elementos llixeros como calciu y escandiu, pero más rica n'elementos pesaos como fierro, bariu o estronciu.
CI Cygni
CI Cygni (CI Cyg / HIP 97594 / GCRV 12195) ye una estrella variable na constelación de Cygnus.
De magnitú aparente máxima +9,90, alcontrar ente η Cygni y 15 Cygni.
La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida, envalorándose en 2000 pársecs (6520 años lluz).
Anque nel pasáu la proximidá ente CI Cygni y Cygnus X-1 llevó a pensar que dambos oxetos podíen tar acomuñaos, anguaño dicha asociación foi refutada.
La variabilidá de CI Cygni afayóse na década de 1900.
Presentaba un espectru peculiar que combinaba dos tipos distintos d'espectru, polo que primeramente nun pudo ser clasificada d'alcuerdu a nengún de los tipos conocíos de variables.
Les primeres observaciones constataron que'l rellumu de CI Cygni variaba de forma irregular ente magnitú fotográfica 12 y 13, esistiendo una periodicidá d'aprosimao 900 díes ente mínimos socesivos.
Ciertes carauterístiques de la curva de lluz de CI Cygni según peculiaridaes del so espectru suxurieron 
una semeyanza con Z Andromedae, prototipu de les estrelles simbiótiques; éstes son estrelles binaries que les sos componentes, una xigante colorada y una estrella compacta, tópense arrodiaes por una nebulosidad.
Güei sábese qu'amás CI Cygni ye una binaria eclipsante con un periodu de 855,25 díes.
Mientres el eclís, produzse un amenorgamientu de rellumu d'hasta 3,2 magnitúes y los índices B-V y O-B mover escontra'l colloráu, suxuriendo que ye la xigante colorada la que clisa a la componente más caliente.
CI Cygni ye un sistema binariu onde la componente fría ye una xigante colorada de tipu espectral M5.5.
Acompañar un oxetu muncho más trupu, que primeramente se pensó podía ser una estrella de la secuencia principal —de 0,5 mases solares— arrodiada por un discu de acreción.
Sicasí, güei piénsase que tala acompañante ye una nana blanca.
CI Cygni ye unoa de los pocos sistemes binarios simbióticos nel cual la xigante fría llena o casi enllena la so lóbulu de Roche.
Dempués d'un estáu d'inactividá de 30 años, CI Cygni sufrió un españíu» n'agostu de 2008, cuando'l so rellumu en banda B aumentó 1,9 magnitúes.
Mientres la fase de máximu rellumu, la nana blanca aumentó'l so tamañu hasta ser bien similar a una xigante de tipu F3II/Ib con un radiu 28 vegaes más grande qu'el radiu solar, siendo la so temperatura efectivo d'aprosimao 6900 K.
CK Carinae
CK Carinae (CK Car / HD 90382 / SAO 238038) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. De magnitú aparente media +7,59, ye miembru de la Asociación estelar Carina OB1-D, polo que puede envalorase la so distancia nunos 2200 pársecs o 7100 años lluz.
CK Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M3Iab con una temperatura efectivo de 3550 K.
Ye una estrella d'enorme tamañu, que'l so radio ye 1060 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El so radiu equival a 4,9 UA, lo que supón que si se topara nel llugar del Sol, la so superficie llegaría casi hasta la órbita de Xúpiter, quedando la Tierra englobada nel interior de la estrella.
Sicasí, ye superada en tamañu por otres estrelles como VY Canis Majoris, μ Cephei o VV Cephei, consideraes les estrelles más grandes de la Vía Lláctea.
Arriendes d'ello, CK Carinae ye tamién una estrella bien lluminosa, siendo la so lluminosidá 170.000 vegaes mayor que la del Sol.
Catalogada como una estrella variable semirregular SRC, el rellumu de CK Carinae varia ente magnitú +7,2 y +8,5 con un periodu averáu de 525 díes. 
CL Draconis
CL Draconis (CL Dra / HD 143466 / HR 5960) ye una estrella variable de magnitú aparente +4,97.
Ta asitiada na constelación de Draco cerca de la llende con Boötes. Tuvo encuadrada en Quadrans Muralis, constelación güei sumida que representaba un cuadrante, siendo la estrella más brillosa de la mesma.
Alcuéntrase a 110 años lluz de distancia del Sistema Solar.
CL Draconis ye una subxigante blanca de tipu espectral F0IV.
D'asemeyaes carauterístiques a les de Wasat (δ Geminorum) o μ Ceti, tien una temperatura efectivo d'aprosimao 7235 K, rellumando con una lluminosidá 11 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— ye comparable al del Sol, sacante para titaniu, cromu y bariu, más abondosos que na nuesa estrella.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá —igual o superior a 141 km/s—, correspondiendo un periodu de rotación máximu de 18,48 hores.
CL Draconis ye una variable Delta Scuti, siendo debíos los cambeos de lluminosidá a pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Como ye característicu d'estes variables, la fluctuación de rellumu de CL Draconis ye pequeña, de namái 0,02 magnitúes. Esisten dos periodos conocíos de 1,629 y 1,183 hores.
La so variabilidá afayóse por M. Breger en 1969.
CM Draconis
CM Draconis ye un sistema estelar na constelación de Draco, el dragón, de magnitú aparente +12,90. Anque primeramente pensábase que faltaba 47,3 años lluz del Sistema Solar, estudios más recién asítien-y a una distancia de 54 - 55 años lluz.
El sistema de CM Draconis ta formáu por un par d'estrelles bien próximes, CM Draconis Aab, separaes 420 UA d'una tercer estrella, CM Draconis B. Esta postrera, tamién conocida como LHS 422, GJ 630.1 B y WD 1633+571,ye una nana blanca de tipu espectral DQ8 con una lluminosidá 0,00018 vegaes menor que la solar y un tamañu asemeyáu al de la Tierra.
El sistema binariu CM Draconis Aab (LHS 421, GJ 630.1 A) ye una binaria espectroscópica y binaria eclipsante. Ta compuesta por dos nanes coloraes de tipu M4.5V con una lluminosidá conxunta del 1,03% de la del Sol. El so periodu orbital ye de 1,27 díes y la separación ente dambes ye 3,76 vegaes el radiu solar, pero nun aportar# a una binaria de contactu. Dambes son estrelles acandilantes anque con un baxu índiz d'actividá, tando catalogaes como variables BY Draconis. La so alta velocidá espacial de 164 km/s y el baxu índiz d'erupciones indica'l so probable estatus d'estrelles de Población II, en concordanza cola so edá envalorada de 9000 millones d'años.
CM Lacertae
CM Lacertae (CM Lac / HD 209147 / HIP 108606) ye una estrella variable na constelación de Lacerta que s'alcuentra mui cerca de la llende con Cygnus.
De magnitú aparente media +8,18, alcuéntrase aprosimao a 740 años lluz del Sistema Solar. 
CM Lacertae ye una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V con una temperatura efectivo de 8595 K. Tien una masa de 1,88 mases solares, un radiu 1,59 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
La so compañera ye una estrella clasificada ente A8V y F0V con una temperatura averada de 7165 K. La so masa ye un 47% mayor que la del Sol y ye un 42% más grande qu'ésti. Rota a una velocidá de siquier 34 km/s.
Dambes estrelles, bien próximes ente sigo, constitúin una binaria eclipsante, asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Cada 1,6047 díes el rellumu de la estrella mengua casi nuna magnitú cuando tien llugar el eclís principal, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,35 magnitúes.
L'eclís principal produzse cuando la estrella más pequeña —casi 5 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la estrella A2, que la so lluminosidá ye 12,5 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Dambes componentes tán dixebraes 0,044 UA, siendo la órbita circular.
CN Lyncis
CN Lyncis (CN Lyn) ye un sistema estelar triple na constelación de Lynx.
La so distancia averada al Sistema Solar —teniendo en cuenta que la paralax midida por Hipparcos tien un grau d'erru bien eleváu— ye de 362 pársecs o 1180 años lluz.
Los trés estrelles que formen el sistema son bien asemeyaes en temperatura, gravedá superficial y lluminosidá.
La so fotometría suxure que tienen tipu espectral F3/4.
Dos d'elles —les meyor estudiaes— componen una binaria eclipsante que'l so periodu ye de 1,9554 díes.
Son virtualmente idéntiques, con una temperatura efectivo de 6500 K y una lluminosidá cinco veces cimera a la lluminosidá solar.
El radiu de caúna d'elles ye ente un 80 y un 84% más grande qu'el del Sol, y tienen una masa un 4% mayor que la masa solar.
Estos dos estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 0,039 UA y l'enclín del planu orbital respeutu al planu del cielu ye de 89,7º.
Los eclises faen que'l rellumu del sistema varie ente magnitú aparente máxima +9,07 y +9,58.
Nun se pudo conocer el periodu de la tercer estrella que completa'l sistema. Ello puede debese a qu'el so periodu seya muncho más llargu de 3,2 años —tiempu mientres el qu'estudióse esti sistema— o a que tenga un baxu enclín orbital.
CoKu Tauri/4
CoKu Tauri/4 o CoKu Tau 4 (HBC 421) ye una estrella de la constelación de Tauru. De tipu espectral M1.5, alcuéntrase a unos 420 años lluz de distancia del Sistema Solar.
CoKu Tauri/4 ye una nueva estrella pre-secuencia principal T Tauri con una edá envalorada de namái 1 millón d'años. La so lluminosidá ye namá'l 61% de la lluminosidá solar y la so masa envalórase ente 0,5 y 0,66 mases solares.
CoKu Tauri/4 alcuéntrase arrodiada por un estensu discu de polvu, típicu d'estrelles bien nueves. En 2004 Joel Green y Dan Watson, utilizando'l espectrógrafu infrarroxu (IRS) del Telescopiu espacial Spitzer, detectaron un espaciu vacíu nel discu circumestelar qu'arrodia la estrella. El buecu tien aprosimao 10 UA de diámetru. Pensábase que taba aniciáu por un planeta n'órbita alredor de CoKu Tauri/4 que barrería una gran parte del material del discu interior, ya impidíu que'l material del aníu esterior cayera escontra la estrella. Envalorábase que la masa del posible planeta sería mayor que 0,1 vegaes la masa de Xúpiter. Reparáronse otros discos con cantos y los sos correspondientes espacios vacíos, pero n'oxetos más antiguos y a escales mayores, como GM Aurigae y HR 4796 A.
Como interés hai de solliñar qu'a fecha de xineru de 2007, el planeta de CoKu Tauri/4 ostentaba nel Llibru Guiness el récord de planeta estrasolar más nuevu.
El planeta foi refutado en 2008, cuando la estrella resolver con óptiques adaptatives como un sistema de dos estrelles cercanes de casi igual masa con una separación proyeutada de 8 UA una de la otra. El cuévanu central ye, pos, esclariada poles estrelles, non pola influencia gravitacional d'un planeta.
Cor Caroli
Cor Caroli ye'l nome de la estrella Alfa Canum Venaticorum (α CVn / 12 Canum Venaticorum), la más brillosa na constelación de Canes Venatici, «los perros de caza». Alcuéntrase a 110 años lluz del Sistema Solar.
El nome "Cor Caroli" («Corazón de Carlos») foi asignáu en 1725 pol astrónomu Edmund Halley n'honor del rei Carlos II d'Inglaterra, a suxerencia del físicu de la corte, Sir Charles Scarborough, quien afirmó que la estrella rellumara de forma especial nel víspora del regresu del monarca a Londres el 29 de mayu de 1660.
Cor Caroli ye una estrella binaria con una separación visual ente los sos componentes de 19 segundos d'arcu, polo que puede ser resuelta con un pequeñu telescopiu.
La estrella principal del sistema, de magnitú aparente +2,89, ye la más oriental y recibe el nome de Cor Caroli A (HD 112413 / HR 4915). Ye una estrella blanca de 10.300 K de temperatura superficial, una lluminosidá 83 vegaes mayor que la del Sol y una masa de 2,8 mases solares. Ye d'especial interés el so campu magnéticu estelar, unu de los más intensos que se conocen, 1500 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre. Per otra parte, presenta concentraciones bien elevaes localmente d'elementos como siliciu, europiu y mercuriu; éstes varien col periodu de rotación de la estrella de 5,5 díes. Probablemente'l campu magnéticu ye'l responsable de la redistribución d'elementos na superficie de la estrella, col aumentu del conteníu d'unos y l'amenorgamientu d'otros. Ye'l prototipu del tipu de variables que lleven el so nome, variables Cor Caroli A.
La componente secundaria del sistema, Cor Caroli B (HD 112412 / HR 4914), ye una estrella de secuencia principal de tipu F0V, con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa 1,6 vegaes mayor que la del Sol. La so magnitú aparente ye +5,60.
La separación proyeutada ente dambes estrelles, 650 UA, implica un periodu orbital de, siquier, 7900 años.
CPD-57 2874
CPD-57 2874 (CPD-57º2874 / CD-57 3107 / LS 1468) ye una estrella na constelación de Vela, asitiada a 2500 ± 500 pársecs (8150 años lluz) del Sistema Solar.
Piénsase que forma parte de la Asociación estelar OB de Carina.
CPD-57 2874 ye una superxigante azul de tipu B[y]; éstos son oxetos post-secuencia principal lluminosos y masivos qu'esiben vientos non esféricos, llinies espectrales prohibíes y polvu caliente nuna estructura similar un discu.
Anque los parámetros de CPD-57 2874 nun son bien conocíos, la so temperatura efectivo envalórase en 20.000 ± 3.000 K.
Tien un diámetru averáu 60 vegaes más grande qu'el del Sol y una lluminosidá de siquier 10.000 soles.
CPD-57 2874 ye una estrella vieya que ta empezando a espandise pa esprendese de la so envoltura esterna.
Estudios fechos pol European Southern Observatory sobre la complexa envoltura qu'arrodia a la estrella dexaron ver estructures a una escala de 1,8 milésimes de segundos d'arcu. Reparóse que dicha envoltura nun tien forma esférica, probablemente porque la superxigante tópase tamién arrodiada por un discu ecuatorial de polvu caliente formáu a partir d'un fuerte vientu estelar polar.
La esistencia d'un sistema planetariu nun paez plausible, cuidao que la duración de la vida d'una estrella d'estes carauterístiques ye inferior al tiempu necesariu pa la formación de planetes.
CS Camelopardalis
CS Camelopardalis (CS Cam) ye una estrella de magnitú aparente +4,26 encuadrada na constelación boreal de Camelopardalis, la xirafa.
Magar nun tener denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, ye la segunda estrella más brillosa de la so constelación dempués de β Camelopardalis, superando en 0,08 magnitúes a α Camelopardalis.
CS Camelopardalis ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B9Ia con una temperatura superficial de 11.420 K.
El so radiu envaloráu ye ocho veces más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 30 km/s.
Tien una masa d'aprosimao 12 mases solares; ello implica que va acabar la so vida españando en forma de supernova. La so edá actual ye de 16,5 ± 1 millones d'años.
Presenta un intensu campu magnéticu —midíu nes llinies metáliques—, siendo'l valor del so campu magnéticu efectivu  = 312 G.
CS Camelopardalis tien una posible acompañante que la so separación visual —qu'apenes varió dende 1829— ye de 2,32 segundos d'arcu. Felicidá acompañante tien magnitú aparente +8,22.
CS Camelopardalis alcuéntrase a 1940 años lluz, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos (1,68 ± 0,50), magar tala midida ta suxeta a un eleváu grau d'erru.
Alcuéntrase somorguiada na nebulosa de reflexón vdB 14 y ye miembru de la Asociación estelar Cam OB1, que inclúi, ente otres, a CE Camelopardalis y DL Camelopardalis.
Catalogada como variable Alfa Cygni, la so variación de rellumu ye de namái 0,05 magnitúes.
CSS 41177
CSS 41177 (SDSS J100559.10+224932.2) ye un sistema binariu de magnitú aparente +17,3. Ta asitiáu na constelación de Lleo a pocu más d'un grau de la variable RR Leonis. Alcuéntrase a más de 351 pársecs (1140 años lluz) del Sistema Solar.
CSS 41177 ye un sistema formáu por dos nanes blanques que'l so periodu orbital ye de 2,78 hores.
Conócense pocu más de 50 sistemes binarios cercanos d'esta clase —onde los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— y amás CSS 41177 ye, xuntu a NLTT 11748, el segundu sistema d'esti tipu onde de reparó qu'una de les componentes clisa a la otra.
Les componentes del sistema tienen una temperatura efectivo de 21.100 ± 800 K y 10.500 ± 500 K respectivamente.
Tienen aprosimao la mesma masa —0,28 y 0,27 mases solares— y, como cabo esperar nesti tipu d'oxetos, son de bien pequeñu tamañu.
La más grande tien un radiu de 0,0210 radios solares —pocu más del doble del radiu terrestre— y el so acompañante de 0,0174 radios solares.
Lo inusual del sistema ye que dambes nanes blanques tán formaes nel so mayor parte por heliu.
Polo xeneral, les nanes blanques tienen núcleos inertes de carbonu y oxíxenu formaos mientres la evolución estelar, polo que les Estrelles binaries#Nanes blanques d'heliu nanes blanques d'heliu son un signu seguru de que la estrella tuvo sometida a dalgún tipu de perda de masa estrema en dalgún momentu de la so vida.
Dos remanentes estelares d'esti tipu nun mesmu sistema implica que dambes estrelles vivieron un pasáu mutuamente destructivu. 
Piénsase que la estrella más masiva del par evolucionó enantes tresformándose nuna xigante colorada, siendo la so envoltura esterna de hidróxenu arrancada pola so compañera estelar.
Por ello, nunca llegó a fundir el so heliu y permaneció como una nana blanca d'heliu.
Cuando la segunda estrella empezó a espandise, la primer estrella arrampuñó-y el so capa esterna d'hidróxenu; sicasí, cuidao que esta postrera yera yá una nana blanca, nun pudo fundir el material recién adquiríu.
Nun futuru, por cuenta de la perda de momentu angular por radiación gravitacional, dambes nanes blanques van fundise formando una subenana de tipu B. 
Esto va asoceder nunos 1100 millones d'años.
CU Draconis
CU Draconis (CU Dra / 10 Draconis / HD 121130) ye una estrella variable na constelación de Draco de magnitú aparente media +4,62. Alcuéntrase a 391 años lluz del Sistema Solar.
CU Draconis ye una xigante colorada de tipu espectral M3.5III con una temperatura efectivo de 3660 K.
La so lluminosidá ye 840 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo la mayor parte de la so radiación emitida nel infrarroxu invisible.
De metalicidá daqué baxa, el so conteníu relativo de fierro ye un 75% de la solar.
Como otres xigantes coloraes, el so tamañu ye muncho más grande qu'el del Sol; el so radiu ye 72 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,43 UA o al 87% de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol.
Nun se conoz el so periodu de rotación, cuidao que esti tipu d'estrelles roten amodo.
La masa de CU Draconis ye malo de determinar, pero puede tar entendida ente 1,5 y 2 mases solares.
El so estáu evolutivu nun se conoz con exactitú; puede tar empezando la ignición del heliu en carbonu y oxíxenu, o puede escosar el so heliu internu aumentando en rellumu —per segunda vegada— con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu.
Ye una variable irregular, con una oscilación nel so rellumu de 0,15 magnitúes.
CU Virginis
CU Virginis (CU Vir / HD 124224 / HR 5313) ye una estrella variable na constelación de Virgu de magnitú aparente +5,01. Alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral A0VpSi, CU Virginis ye una estrella magnética químicamente peculiar, con un campu magnéticu dipolar oblicuu. Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, pertenez a un grupu d'estrelles que los sos espectros presenten llinies realzaes de dalgunos elementos, variando la so intensidá cola rotación de la estrella. α Canum Venaticorum y CW Virginis —ésta última tamién na constelación de Virgu— son dos representantes d'esti grupu. El periodu de CU Virginis (0,5207 díes) ye unu de los más curtios dientro d'esti tipu de variables.
CU Virginis amuesa una emisión continua en llonxitú d'onda de radiu, interpretada como emisión xirosincrotrón procedente d'una fina capa magnetosférica. Reparóse un componente polarizado circularmente y altamente direccional que s'asolapa cola emisión continua dos veces por rotación, cuando la exa magnética asitiar nel planu del cielu; esta emisión paez estable nuna escala de tiempu de dellos años.
Cursa
Cursa (Beta Eridani / β Eri, 67 Eridani) (del árabe "Al Kursiyy al Jauzah", la siella o'l banquín de Orión) ye una estrella de segunda magnitú que s'atopa na constelación d'Erídanu. Ye de color blancu azuláu y ye bien fácil alcontrala pola so cercanía a Rigel.
A 2º de Cursa alcuéntrase la Nebulosa Cabeza de Bruxa (IC 2118).
CV Bootis
CV Bootis (CV Boo / BD+37 2641 / TYC 2570-843-1) ye una estrella variable na constelación de Boötes asitiada a 844 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcuéntrase a 32 minutos d'arcu al sureste de Alkalurops (μ Bootis).
CV Bootis ye una binaria eclipsante con un periodu orbital de 0,847 díes.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +10,65 y +11,48.
Los sos componentes son dos nanes marielles de tipu espectral G3V y G5V respectivamente.
Nel eclís principal el rellumu d'esta binaria mengua 0,80 magnitúes. 
La estrella G3V ye la componente más lluminosa —un 58% más qu'el Sol— y tien una temperatura efectivo de 5760 ± 150 K.
Ye un 3% más masiva que'l Sol y, con un radiu de 1,26 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 71 km/s.
El so acompañante tien una temperatura de 5670 ± 150 K.
Ye un 28% más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 0,97 mases solares.
El so radiu ye un 17% más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 67 km/s.
Son estrelles vieyes rematando la so etapa na secuencia principal, siendo la so edá envalorada 10.000 millones d'años
Esiste una discrepancia significativa nel tamañu de la componente secundaria, que ye un 10% mayor del que cabría esperar d'alcuerdu a los modelos de evolución estelar.
Esta diferencia reparada tamién n'otres binaries eclipsantes como V1061 Cygni y UV Piscium— suelse esplicar pola esistencia de fuertes campos magnéticos acomuñaos con actividá cromosférica, que tienden a tornar los movimientos de conveición; la estructura de la estrella afadríase amontando'l so tamañu, de manera que la so superficie radiara la mesma cantidá d'enerxía.
CV Velorum
CV Velorum (CV Vel / HD 77464 / HIP 44245) ye una estrella variable na constelación de Vela que la so magnitú aparente varia ente +6,69 y +7,19. Alcuéntrase a una distancia averada de 1860 años lluz del Sistema Solar.
CV Velorum ye una estrella binaria espectroscópica masiva con un periodu de 6,889 díes; la so duplicidá afayóse por van Houten en 1950, siendo Gaposhkin quien en 1955 envaloró per vegada primera los parámetros físicos del sistema.
Coles mesmes, CV Velorum ye una binaria eclipsante, similar a Algol (β Persei) o λ Tauri. CV Velorum esibe dos eclises bien definíos, con cayíes de rellumu de 0,50 y 0,48 magnitúes, lo que suxure que dambes componentes han de ser bastante similares.
Ello ye que dambes estrelles tienen tipu espectral B2.5V, anque esisten pequeñes diferencies ente elles. Estrelles calientes, la temperatura efectivo de dambes apenes difier en 200 K (17.988 y 17.782 K). La estrella más masiva, con una lluminosidá 1585 vegaes mayor que la del Sol, tien una masa de 6,07 mases solares, ente que'l so acompañante, 1330 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 5,97 mases solares. El semiexe mayor de la órbita ye de 0,16 UA.
CW Leonis
CW Leonis (IRC +10216 / CGCS 2619) ye'l nome de la estrella de carbonu más conocida y estudiada, que s'atopa na constelación de Lleo. Anque visualmente ye una estrella bien tenue, ye, dempués de Eta Carinae, l'oxetu estrasolar más brillosu del cielu en llargor d'onda de 10 μm, yá que emite la mayor parte de la so enerxía como radiación infrarroxo.
Alcuéntrase aprosimao a 490 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral C9.5y o CV7, CW Leonis amuesa una rellación ente los conteníos de carbonu y oxíxenu de 1,4.
Tien una temperatura superficial de tan solo 1915 K y ye una superxigante que'l so radio ye 826 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so lluminosidá bolométrica ye 17.000 mayor que la lluminosidá solar.
Como otres estrelles asemeyaes, CW Leonis pierde masa estelar a un fuerte ritmu; cada añu pierde l'equivalente a 3,3 × 10 mases solares.
Alcuéntrase envolubrada por un cascu de gas y polvu formáu por material arrastrao pol vientu estelar. Nel cascu detectáronse, ente otros elementos, carbonu, nitróxenu, oxíxenu, siliciu, fierro y tamién agua. Piénsase que ye un raru casu de protonebulosa planetaria, un sistema nuna primer fase d'evolución escontra una nebulosa planetaria. Nel intre de los próximos 10.000 - 30.000 años, CW Leonis va morrer dexando tres de sigo una nebulosa planetaria y una nana blanca.
Como estrella variable, CW Leonis ye una variable Mira con un periodu de 630 díes que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +10,96 y +14,8.
CW Octantis
CW Octantis (CW Oct) ye una estrella na constelación de Octans, el octante, de magnitú aparente +6,05.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 627 años lluz de distancia del Sistema Solar.
CW Octantis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Tien una temperatura superficial de 9162 K —8800 K según otru estudiu anterior— y una lluminosidá 158 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru, envaloráu per aciu métodos indirectos, ye 2,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so masa ye casi tres veces mayor que la masa solar y piénsase que ta abandonando la secuencia principal.
Les sos carauterístiques físiques son casi idéntiques a les de Chertan (θ Leonis) y, al igual qu'ésta, ta entrando na fase de subxigante.
Estes variables, tipificaes por Cor Caroli (α Canum Venaticorum) y Alioth (ε Ursae Majoris), tienen campos magnéticos intensos y presenten llinies espectrales especialmente fuertes de dellos elementos.
Les variaciones nes llinies de CW Octantis pueden ser esplicaes en términos de pulsaciones non-radiales, similares a les reparaes nes llamaes «estrelles B pulsantes lentes» como 53 Persei.
CW Virginis
CW Virginis (CW Vir / 78 Virginis / o Virginis) ye una estrella variable na constelación de Virgu de magnitú aparente media +4,91. Visualmente asitiada 4º al norte de Heze (ζ Virginis), alcuéntrase a 183 años lluz de distancia del Sistema Solar.
CW Virginis ye una estrella blanca de tipu espectral A1p clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum. Éstes son estrelles de la secuencia principal que se caractericen por tener intensos y variables campos magnéticos; nos sos espectros apaecen realzaes les llinies de ciertos elementos químicos, variando la so intensidá cola rotación de la estrella. α Canum Venaticorum y CU Virginis —esta postrera tamién na constelación de Virgu— son dos exemplos d'esti tipu de variables. En CW Virginis les llinies debíes a estronciu, cromu y europiu son especialmente notables; nel casu d'esti últimu elementu, la so bayura relativa ye 30.000 vegaes más elevada que nel Sol. Coles mesmes, el conteníu relativo de oxíxenu en rellación al de magnesiu ye especialmente baxu.
La velocidá de rotación proyeutada de CW Virginis ye de 16 km/s y el so periodu de rotación, igual al periodu de variación, ye de 3,722 díes. Dambos parámetros dexen determinar l'enclín del so exa de rotación (34º) al respective de la llinia de visión. La fluctuación de rellumu ye pequeña, ente +4,91 y +4,99 magnitúes; ésta produzse pola esistencia de «manches estelares» cerca de los polos —onde se concentren los elementos químicos de resultes del intensu campu magnéticu— qu'entren y salen del campu de visión.
El campu magnéticu de CW Virginis ye 3000 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre y foi la primer estrella distinta del Sol onde s'afayó (en 1947) un campu magnéticu.
La temperatura superficial de CW Virginis ye de 9060 K. 29 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 2,4 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye de 2,16 mases solares. Tien una edá de 460 millones d'años y alcuéntrase a metá de camín de la so vida como estrella de la secuencia principal.
CXO J164710.2-455216
CXO J164710.2-455216, tamién llamáu informalmente Magnetar Westerlund 1, ye un magnetar y estrella de neutrones na constelación d'Ara. Asitiáu nel supercúmulu estelar Westerlund 1 —únicu cúmulu estelar d'esti tipu conocíu na Vía Lláctea—, alcuéntrase a unos 15.000 años lluz de la Tierra.
L'oxetu afayóse en 2005 por Michael Muno.
Les propiedaes d'otres estrelles del cúmulu dexaron deducir que la proxenitora de CXO J164710.2-455216 tenía siquier 40 mases solares, colapsando pa formar una estrella de neutrones y non un furacu prietu como cabría esperar en función de la so masa.
La so masa actual, unos dos vegaes mayor que la del Sol, implica que mientres el so colapsu más del 95% de la so masa foi espulsada al espaciu circundante.
Un añu dempués del descubrimientu de CXO J164710.2-455216, l'oxetu produció un españíu de rayos X mientres taba siendo profusamente reparáu por dellos satélites, ente ellos el satélite XMM-Newton de la Axencia Espacial Europea y l'observatoriu Swift de la NASA. Namái cinco díes enantes del españíu, el magnetar, reparáu col XMM-Newton, atopábase relativamente sele tal que s'amosara nel momentu del so descubrimientu.
Al igual que munchos otros magnetares, CXO J164710.2-455216 xeneraba un fexe de rayos X provocando un barríu al traviés de la Tierra una vegada cada diez segundos. Esto dexó qu'el so periodu de rotación, de 10,6107 segundos, fora determináu con gran exactitú. L'acontecimientu que produció l'españíu tamién fixo qu'aumentara'l so rellumu 100 vegaes, creó tres rayos separaos barriendo la Tierra cuando enantes namái unu esistiera, y aceleró el so periodu de rotación n'aprosimao un milisegundo.
Dabih
Dabih (β Capricorni / β Cap / 9 Capricorni) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Capricorniu dempués de Deneb Algedi (δ Capricorni). El so nome, procedente del árabe "Sa'd adh-dhabih", significa «la estrella de la suerte del corador».
Alcuéntrase a 328 años lluz (101 pársecs) del Sistema Solar y ye una de les estrelles más complexes que se conocen. Con bona vista o usando binoculares estrémense dos estrelles dixebraes visualmente pocu más de 3 minutos d'arcu, denominaes Dabih Mayor o β Capricorni —la más brillosa—, y Dabih Menor o β Capricorni —la más tenue—.
La distancia ente elles ye de 21.000 UA a lo menos y empleguen siquier 700.000 años en completar la so órbita. Amás, caúna d'estes componentes ye, de la mesma, un sistema estelar múltiple.
Dabih Mayor ye la más complexa de les componentes. La so estrella principal, β Capricorni Aa, ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K0II y magnitú aparente +3,08.
Con una temperatura efectivo de 4900 K, la so lluminosidá ye equivalente a 600 soles.
Tien un diámetru 35 vegaes más grande qu'el del Sol y una masa 4 vegaes mayor que la solar.
A 0,05 segundos d'arcu d'ella puédese reparar β Capricorni Ab, una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8V y magnitú aparente +7,20. La so masa ye bien similar a la de β Capricorni Aa. Dambes estrelles tán dixebraes 5 UA y el so periodu orbital ye de 3,77 años.
De la mesma, β Capricorni Ab tien una compañera bien próxima, a tan solo 0,10 UA, siendo'l periodu orbital d'esta binaria 8,7 díes. Denominada β Capricorni Ac, nada se sabe d'ella.
Piénsase qu'igualmente β Capricorni Aa puede ser una estrella múltiple.
Dabih Menor ye tamién un sistema binariu. La estrella principal, β Capricorni B, ye una xigante o subxigante de tipu espectral B9.5III/IV y magnitú aparente +6,1.
Relluma con una lluminosidá 40 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye una estrella de mercuriu-manganesu —asemeyada, por casu, a Gienah Gurab (γ Corvi)— con proporciones elevaes de ciertos elementos na so atmósfera.
Los niveles de platino, oru, mercuriu y bismuto son 100.000 vegaes más altos que nel Sol.
La componente secundaria de Dabih Minor, llamada β Capricorni C, alcuéntrase a 30 UA de β Capricorni B, magar nun se determinó la so órbita. Probablemente sía una nana mariella de tipu espectral F5V.
DD Canum Venaticorum
DD Canum Venaticorum (DD CVn / HD 108100 / HIP 60571) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici de magnitú aparente media +7,14. Alcuéntrase a 270 años lluz de distancia del Sistema Solar.
DD Canum Venaticorum ye una estrella de la secuencia principal de tipu F2V.
Tien una temperatura efectivo de 6850 K y relluma con una lluminosidá 6,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 70% más grande qu'el radiu solar.
Amuesa una bayura relativa de fierro, midida indirecta de la metalicidá, inferior a la solar nun 27%.
Anque esiste ciertu discutiniu tocantes a la duplicidá de DD Canum Venaticorum, polo xeneral considerar una binaria espectroscópica, onde les respectives velocidaes de rotación proyeutaes son 13 y 65 km/s.
DD Canum Venaticorum ye una variable Gamma Doradus, asemeyada a γ Doradus —prototipu del grupu— o a QW Puppis, con un periodu de 0,7541 díes.
Piénsase que nestes estrelles la variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie.
DD Lacertae
DD Lacertae (DD Lac / 12 Lacertae / HD 214993 / HR 8640) ye una estrella na constelación de Lacerta, el llagartu. Pertenez a la Asociación estelar Lac OB1, que la so distancia respectu al Sistema Solar envalórase en 1700 años lluz.
Catalogada como xigante azul de tipu espectral B2III, DD Lacertae ye una estrella caliente que la so temperatura efectivo ye de 24.000 K. Tien una lluminosidá equivalente a 22.000 soles y un tamañu 8,5 vegaes mayor qu'el del Sol.
La so metalicidá ye asemeyáu a la del Sol y tien una masa de 12,5 mases solares. Como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, ye muncho más nueva que'l Sol, con una edá entendida ente 11 y 23 millones d'años.
DD Lacertae ye una variable Beta Cephei; nestes variables les fluctuaciones de rellumu producir por pulsaciones na superficie estelar. Asina, la so magnitú aparente bazcuya ente +5,16 y +5,28, siendo'l so periodu principal de 2,917 díes. Identificáronse otros cuatro maneres adicionales, con periodos de 4,63, 4,50, 4,74 y 4,37 hores.
Anque la midida de la so velocidá de rotación proyeutada ye de 49 km/s, l'interior de la estrella rota a una velocidá de siquier 100 km/s.
DD Monocerotis
DD Monocerotis (DD Mon) ye una estrella binaria na constelación de Monoceros, el unicorniu.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye incierta —Hipparcos nun midió la so paralax—, pero, en función de la so lluminosidá, puede envalorase nunos 1250 años lluz.
DD Monocerotis ye una binaria cercana «semidesprendida» que nun llega ser una binaria de contactu.
Tien tipu espectral G0V y la rellación de mases ente les componentes, "q", ye igual a 0,67.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 6250 ± 157 K y ye 3,7 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu equival a 1,65 radios solares y la so masa ye casi un 30% mayor que la del Sol.
La estrella secundaria tien una temperatura de 5162 ± 109 K y la so lluminosidá ye un 5% inferior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 22% más grande qu'el del Sol y una masa de 0,87 mases solares.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 0,017 UA.
DD Monocerotis foi reconocida como estrella variable por Cuno Hoffmeister en 1934.
Ye una binaria eclipsante que'l so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +11,10 y +11,80 a lo llargo del so periodu orbital de 0,568 díes.
El planu orbital ta inclináu 89º respectu al planu del cielu.
Reparóse que, al llargu plazu, el periodu orbital d'esta binaria aumenta a razón de 1,40 × 10 díes per añu; esta medría esplicar pola tresferencia de masa de la estrella menos masiva a la más masiva.
Amás, superpuesta al periodu principal, detectóse una oscilación de pequeña amplitú (0,0039 magnitúes) con un periodu de 18,8 años.
Un tercer oxetu nel sistema, una compañera estelar de bien baxa masa, pue ser responsable d'esta variación.
DE Bootis
DE Bootis (DE Boo) ye una estrella binaria na constelación de Boötes, el pastor de gües, visualmente asitiada mediu grau al oeste de ξ Bootis.
De magnitú aparente media +6,01, ye una estrella variable del tipu RS Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,05 magnitúes.
Alcuéntrase a 37,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
DE Bootis ye una binaria espectroscópica que la so componente dominante ye una nana naranxa de tipu espectral K2V.
Tien una temperatura efectivo ente 5220 y 5291 K y la so lluminosidá ye la metá que la del Sol.
La so metalicidá ye daqué cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,08), con una bayura relativa d'elementos químicos comparable a la de la nuesa estrella; namá'l cinc, con una conteníu un 63% mayor que nel Sol, estremar en cierta midida d'esta pauta.
Per otra parte, la so bayura relativa de litiu ye cinco veces mayor que nel Sol, datu que nun ye especialmente relevante una y bones el Sol paez tar emprobecíu nesti metal en rellación a la mayor parte d'estrelles de la nuesa redolada.
El periodu orbital del sistema ye de 125,396 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,51).
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,52 UA.
Les mases de les componentes son 0,93 mases solares pa la estrella principal y 0,45 mases solares pal so acompañante.
Decrux
Decrux o Delta Crucis (δ Cru / HD 106490) ye la cuarta estrella más brillosa na constelación de la Cruz del Sur con magnitú aparente +2,77. El términu Decrux nun ye más qu'una contracción ente la lletra griega de la so denominación de Bayer "Delta" y "Crux", la constelación de la que forma parte.
Decrux ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2IV con una temperatura de 22.550 K. La so lluminosidá, incluyida la radiación emitida nel ultravioleta, ye 5600 vegaes mayor que la del Sol. Tien una masa 8,5 vegaes mayor que la masa solar y una edá inferior a 30 millones d'años. Anque pol so espectru ta clasificada como una estrella subxigante —implicando qu'apocayá remató la fusión de hidróxenu—, la so temperatura y lluminosidá indiquen que namái ta na metá de la so etapa de combustión d'hidróxenu, ensin que se sepa la causa d'esta anomalía.
El so tipu espectral y la distancia —unos 360 años lluz— son similares a los de Acrux (α Crucis) y Becrux (β Crucis), y piénsase que los trés estrelles tienen un orixe común anque nun tean gravitacionalmente xuníes. Al igual que Becrux, ye una estrella variable del tipu Beta Cephei, con un pequeñu cambéu na so lluminosidá con un periodu de 3,7 hores.
Decrux figura na bandera nacional de Brasil, na que representa al estáu de Mines Gerais.
Delta Andromedae
Delta Andromedae (δ And / 31 Andromedae) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda. Con magnitú aparente +3,28, ye'l cuartu más brillosu de la mesma dempués de Alpheratz (α Andromedae), Mirach (β Andromedae) y Alamak (γ Andromedae).
Dacuando recibe'l nome de Sadiradra, Saderazra o Sadir Elazra, términos provenientes del árabe الصدر العذراء "al-sadr al-adhra'a", que'l so significáu ye «el senu de la doncella».
La estrella principal del sistema, Delta Andromedae A, ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III y 4350 K de temperatura. Tien una lluminosidá 73 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La midida del so diámetru angular conduz a un radiu 14 vegaes más grande qu'el radiu solar, en concordanza col valor llográu a partir de la so temperatura y lluminosidá (15,1 radios solares). Puede tener una masa de 1,5 mases solares y una edá de 3000 millones d'años, yá que nun se conoz con exactitú en que fase evolutiva alcuéntrase; puede tar amontando'l so rellumu con un nucleu inerte de heliu, o bien pue tar decayendo llixeramente la so lluminosidá al empezar la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu. Paez tar arrodiada por un discu circumestelar d'escombros, que puede suxurir la presencia d'un sistema planetariu.
Visualmente esisten dos tenues acompañantes a 31 y 38 segundos d'arcu de Delta Andromedae A. La primera d'elles, denominada Delta Andromedae C, ye namái una compañera óptica ensin rellación física cola xigante naranxa; otra manera, la otra estrella, denominada Delta Andromedae B, tien magnitú +12,4 y piénsase que ta gravitacionalmente amestada a Delta Andromedae A. D'alcuerdu al so rellumu, ten de ser una nana colorada de tipu M3 dixebrada siquier 900 UA de la estrella principal con un periodu orbital qu'entepasa los 20.000 años.
Per otra parte, la xigante naranxa paez ser de la mesma una binaria espectroscópica. L'acompañante, de la que nada se sabe, completa una órbita cada 58 años. La separación media ente esti par interior ye de 19 UA, anque la escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 9 y 28 UA.
Delta Apodis
Delta Apodis (δ Aps) ye una estrella doble na constelación de Apus, el ave del paraísu. La más brillosa, δ Apodis, tien magnitú aparente +4,68 ente que δ Apodis tien magnitú +5,27, tando separaes visualmente 102,9 segundos d'arcu. Les distancies llograes col satélite Hipparcos son 767 años lluz pa δ Apodis y 666 años lluz pa δ Apodis. L'erru nestes midíes ye tal que les dos estrelles pueden tar gravitacionalmente xuníes, como suxure'l fechu de que dambes tienen un movimientu propiu similar.
δ Apodis (HD 145366 / HR 6020) ye una xigante colorada de tipu espectral M5IIIb con una temperatura superficial de 3120 K. Con una lluminosidá equivalente a 8350 soles, el so radiu ye 314 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye una variable pulsante irregular con una variación nel so rellumu ente magnitú +4,66 y +4,87.
δ Apodis (HD 145388 / HR 6021) ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura superficial de 3680 K, una lluminosidá 1226 vegaes mayor que la solar y un radiu 86 vegaes más grande qu'el del Sol.
Delta Aquilae
Delta Aquilae (δ Aql / 30 Aquilae) ye una estrella de la constelación del Águila que s'atopa a unos 50 años lluz del Sistema Solar. Hasta principios del sieglu XIX formaba parte de la constelación d'Antínoo, güei refugada, asitiada al sur de la Águila.
Dacuando recibe'l nome de Denebokab, «la cola de la águila» en árabe.
Delta Aquilae ye una subxigante mariella de tipu espectral F0IV con una temperatura superficial de 7610 K.
Ye 8,9 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 1,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 88 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación igual o inferior a 0,9 díes.
Tien una masa envalorada de 1,65 mases solares.
Tocantes a los posibles acompañantes que puede tener Delta Aquilae nun hai unanimidá al respeutu. En primer llugar paez ser una estrella binaria astrométrica, esto ye, esviaciones nel so movimientu pueden debese a una compañera. Ésta tendría un periodu orbital de 3,422 años y taría a 0,9 UA de la estrella principal. De segundes, variaciones nel espectru de la única estrella visible llevaron a pensar que Delta Aquilae yera de la mesma una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de 3,77 hores. Sicasí, posteriores estudios achaquen estes variaciones a llixeres pulsaciones de la mesma estrella. Finalmente hai que señalar que Delta Aquilae pue ser una estrella variable Delta Scuti, con un únicu periodu midíu de 1,05 díes y una variación de namái 0,003 magnitúes.
Delta Arae
Delta Arae (δ Ara) ye una estrella na constelación d'Ara, el altar.
De magnitú aparente +3,60, ye'l quintu puntu más brillosu na so constelación detrás de α Arae, β Arae, ζ Arae y γ Arae.
Anque nun tien nome propiu habitual, en China ye conocida —al pie de ζ Arae— como Tseen Yin, «el cielu escuru».
Delta Arae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8Vn.
Tien una temperatura superficial de 11.962 K y una lluminosidá 175 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu, envaloráu d'alcuerdu a modelos teóricos, ye 2,6 vegaes más grande qu'el del Sol, pero'l calculáu a partir del so diámetru angular y distancia ye de 5,5 radios solares.
Xira sobre sigo mesma bien rápido, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 265 km/s.
Tien una masa de 3,24 mases solares y la so edá cífrase en 125 millones d'años.
Acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 198 ± 4 años lluz del Sistema Solar.
Delta Arae puede formar una binaria amplia con una estrella de magnitú +9,51.
Felicidá compañera estelar tendría tipu espectral G8V y un 83% de la masa del Sol.
Delta Aurigae
Delta Aurigae (δ Aur / 33 Aurigae / HD 40035) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +3,72, dacuando conocida col nome de Prijipati. Alcuéntrase a 140 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Aurigae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4825 K. Ye una de les munches estrelles d'esti tipu visibles a simple vista en que'l so interior produzse la fusión nuclear del heliu. Con una lluminosidá 47 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye 12 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so metalicidá ye similar a la que tien el Sol. Tien una masa averada de 2 mases solares y la so edá envalórase en 1300 millones d'años.
Delta Aurigae, Menkalinan (β Aurigae) y θ Aurigae —los trés en perfecta alliniación— alcuéntrase a pocos minutos d'arcu del coluro solsticial, meridianu celeste que pasa al traviés de los polos y de los dos solsticios asitiaos en Saxitariu y Xéminis. Debíu al movimientu de precesión de la Tierra la so posición relativa al coluro foi camudando col tiempu, marcando la posición exauta del mesmu a mediaos de 2005.
Delta Bootis
Delta Bootis (δ Boo / 49 Bootis / HD 135722) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +3,46.
Ensin nome propiu habitual, dacuando ye conocida como Princeps, «príncipe» o «principal» en llatín.
Alcuéntrase a 117 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Bootis ye una xigante mariella de tipu espectral G8III y 4990 K de temperatura, con una lluminosidá 59 vegaes mayor que la del Sol. El valor del so diámetru, llográu a partir de la midida del so diámetru angular, ye 10,4 vegaes mayor qu'el del Sol. La so metalicidá ye baxa comparada a la solar, en redol al 40% de la mesma; como resultáu d'ello, pol so espectru ta clasificada como una estrella con llinies débiles de CN (cianóxenu).
Delta Bootis tien una compañera estelar de magnitú +7,8, una nana de tipu espectral G0 similar al Sol. Sicasí, la so baxa lluminosidá —un 80% de la solar— y el so pequeñu tamañu en rellación a la so temperatura de 5900 K —el so radiu equival al 87% del radiu solar—, suxuren que pue ser una estrella subenana; ello concuerda cola baxa metalicidá reparada en Delta Bootis A. Visualmente tán dixebraes casi 2 minutos d'arcu, lo qu'equival a una separación real de siquier a 3800 UA y un periodu orbital de más de 120.000 años.
Delta Caeli
Delta Caeli (δ Cai / HD 28873 / HR 1442) ye una estrella na constelación de Caelum de magnitú aparente +5,05.
Ye la cuarta estrella más brillosa na so constelación tres α Caeli, γ Caeli y β Caeli.
Delta Caeli ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2IV-V, polo que nun se sabe con certeza si ye una subxigante o si inda nun abandonó la secuencia principal.
Con una elevada temperatura efectivo d'aprosimao 21.150 K, tien una lluminosidá 2578 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 3,9 vegaes más grande qu'el radiu solar
y la so masa ye aprosimao 7,7 vegaes mayor que la masa solar, malapenes un pocu per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles acaben la so vida españando como supernoves.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a α Muscae o κ Velorum —quiciabes daqué menos masiva qu'esta última— pero ta más alloñada qu'éstes. 
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a Delta Caeli a 704 años lluz del Sistema Solar.
Delta Canis Minoris
Delta Canis Minoris (δ CMi) puede referise a trés sistemes estelares na constelación de Canis Minor:
Delta Centauri
Delta Centauri (δ Cen / HD 105435 / HR 4621) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +2,58. Anque ensin nome propiu habitual, dacuando ye conocida pol so nome chinu Ma Wei o'l so nome aborixe australianu Iritjinga. Alcuéntrase a 395 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Centauri ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IVne. La «y» nel so tipu espectral indica que ye una estrella Be —como γ Cassiopeiae o η Centauri— con emisiones variables de hidróxenu nel so espectru venceyaes cola presencia d'un discu circumestelar alredor de la estrella. Esti discu ta rellacionáu cola rápida velocidá de rotación de la estrella, de más de 263 km/s; el discu, prácticamente de perfil dende la nuesa perspectiva, ye tan gruesu que Delta Centauri ye considerada una «estrella con envoltura».
Delta Centauri, catalogada como variable Gamma Cassiopeiae, amuesa una variación nel so rellumu en redol al 15%. La rápida rotación fai que la so forma nun sía esférica, sinón que ta esnachada nos sos polos, fenómenu reparáu n'estrelles como Regulus (α Leonis). Amás da llugar a un escurecimientu gravitatoriu, esto ye, los sos polos son más calientes y brillantes qu'el so ecuador, polo que magar la temperatura aparente ye de 22.400 K, una midida más realista pue ser 1000 K más alta. La so lluminosidá ye 12.000 vegaes mayor que la solar.
Con una masa de 8,6 mases solares, la so edá envalórase en 16 millones d'años.
Estudios de interferometría indiquen que Delta Centauri tien una compañera estelar asitiada a 68,7 milisegundos d'arcu. De tipu espectral entendíu ente B4 V y A0 III, tien una masa ente 4 y 7 mases solares.
El semiexe mayor del so órbita ye de 6,9 UA.
Delta Cephei
Delta Cephei ("δ Cephei") ye la cuarta estrella en magnitú aparente de la constelación Cepheus o Cefeo. Ye'l prototipu de estrella variable Cefeida, a la que da'l so nome. Foi la segunda d'esti tipu en ser afayada (tres Eta Aquilae) y la que más cerca s'atopa del Sol.
John Goodricke reparó yá la variabilidá d'esta estrella en 1784, que asocede con una periodo de reló de precisión de 5 díes 8 hores 47 minutos y 32 segundos. Ye una de les poques estrelles variables que'l so camudo de rellumu (ente les magnitúes 3,5 y 4,3) puede apreciase a güeyu, ensin ayuda de preseos.
Delta Cephei tien dos estrelles compañeres de 7º y 13º magnitú respectivamente, cola primera de les cualos (asitiada a 41 segundos d'arcu) créese que forma una pareya física. Dambes tán arrodiaes por una nebulosa namái visible nel infrarroxu, con un tamañu de 21.000 unidaes astronómiques y un aspeutu que recuerda a una onda de choque, siendo aniciada por cuenta de la perda de masa d'ésta estrella.
Delta Ceti
Delta Ceti (δ Cet / 82 Ceti) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,08.
Recibe'l nome, escasamente utilizáu, de Phycochroma, qu'en griegu significa «d'el color de les algues». Alcuéntrase a 650 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Ceti ta catalogada como una subxigante blancu-azulada caliente de tipu espectral B2IV con una temperatura superficial de 23.400 K. Con una lluminosidá igual a 5800 soles, incluyendo la radiación electromagnético emitida nel ultravioleta, el so radiu ye casi 5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 11 km/s, bien baxa pa una estrella de les sos carauterístiques, lo que suxure que la so exa de rotación ten de tar aprosimao apuntando escontra la Tierra.
Consecuentemente, el so periodu de rotación ye igual o inferior a 25 díes.
El so conteníu metálico ye inferior a la solar nun 40% ([M/H] = -0,24).
La masa de Delta Ceti envalórase en 9,5 mases solares, xusto na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando como brilloses supernoves.
La so edá averada ye de 10 millones d'años y suxurióse qu'inda nun abandonó la secuencia principal, polo que nun sería una verdadera subxigante. 
Ye, amás, una variable pulsante, del tipu Beta Cephei, con una pequeña variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes. El so periodu principal ye de 3,67 díes, magar esisten otros periodos secundarios de 1,934 hores, 6,422 hores, 6,534 hores y 3,14 díes.
Delta Ceti ye una de les estrelles que define'l ecuador celeste, xuntu a α Sextantis, Heze (ζ Virginis), ζ Aquarii y Mintaka (δ Orionis). Anguaño un grau al norte del mesmu, por cuenta de la precesión de la Tierra hasta 1923 taba asitiada nel hemisferiu sur.
Delta Circini
Delta Circini (δ Cir / HD 135240 / HR 5664) ye una estrella de la constelación de Circinus, el compás, de magnitú aparente +5,04.
Anque apenes ye la quinta estrella más brillosa de la pequeña constelación de Circinus, Delta Circini ye una estrella intrínsecamente bien lluminosa, siendo 415.000 vegaes más lluminosa que nuesu Sol.
Namá'l so enorme alloña respectu al Sistema Solar, aprosimao 3700 años lluz d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, fai que nun la veamos más brillosu. Ye una estrella azul de tipu espectral O9V —anque tamién foi clasificada como O8.5V—, una clase bien escasa ente les estrelles visibles, siendo Naos (ζ Puppis) y ζ Ophiuchi dos de les estrelles más brilloses de tipu O. Son estrelles por demás calientes; la temperatura superficial de Delta Circini ye d'aprosimao 33.000 K.
Tien una masa envalorada de 27 mases solares.
Delta Circini ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,903 díes. La estrella qu'acompaña a la lluminosa estrella azul pue ser una nana mariella similar al Sol. Amás ye una estrella variable: al igual que Espiga (α Virginis) ye una variable elipsoidal rotante, amosando una pequeña variación nel so rellumu de 0,154 magnitúes.
Delta Columbae
Delta Columbae (δ Col / HD 44762 / HR 2296) ye una estrella na constelación del Columba, la palombu.
Tien magnitú aparente +3,85, siendo la tercer estrella más brillosa na so constelación dempués de Phact (α Columbae) y Wazn (β Columbae).
Ta asitiada a 234 años lluz del Sistema Solar.
Delta Columbae ye una xigante lluminosa de tipu espectral G7II.
Con una temperatura superficial averada de 5120 K, relluma con una lluminosidá 150 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar y tien una masa ente 3 y 3,2 mases solares.
La so edá envalórase en 330 millones d'años y nel so interior tien llugar la fusión nuclear de heliu en carbonu y oxíxenu.
Amuesa una metalicidá inferior a la solar, en redol a un 40% de la mesma.
Delta Columbae tien una compañera estelar detectada per aciu espectroscopia.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 2,38 años.
La estrella acompañante tien una masa de 0,9 mases solares, polo que tien de ser una nana mariella de tipu G8 o G9.
La separación media cola xigante ye de 2,9 UA, pero la notable escentricidá de la órbita fai que dicha separación varie ente 0,9 y 4,9 UA.
Delta Coronae Borealis
Delta Coronae Borealis (δ CrB / 10 Coronae Borealis / HD 141714) ye una estrella na constelación de Corona Boreal. De magnitú aparente +4,60, ta asitiada a 165 años lluz del Sistema Solar.
Delta Coronae Borealis ye una xigante mariella de tipu espectral G3.5III y 5150 K de temperatura. 36 vegaes más lluminosa qu'el Sol y con un diámetru 7,6 vegaes más grande que'l diámetru solar, apaez tamién clasificada como una estrella xigante-subxigante. Alcuéntrase nun estáu evolutivu infrecuente, travesando la llamada «Llaguna de Hertzsprung», esfreciéndose mientres la so lluminosidá permanez prácticamente constante. Darréu va empecipiar la so verdadera espansión pa convertise nuna auténtica xigante.
Delta Coronae Borealis ye conocida por tener una actividá magnética similar a la del Sol. El so rellumu varia unes centésimes de magnitú nun ciclu de 59 díes, probablemente por cuenta de la presencia de manches estelares qu'entren y salen del campu de visión a midida que xira la estrella. Coles mesmes, Delta Coronae Borealis ye una fonte importante de rayos X, implicando una cromosfera activa y caliente; asina, el so corona estelar paez tener una temperatura cercano a los 7 millones K, muncho más alzada que la de la corona solar, de 2 millones K.
Delta Cygni
Delta Cygni (δ Cyg / 18 Cygni / HD 186882) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Cygnus con magnitú aparente +2,86. Anque güei nun tien nome propiu, d'antiguo yera conocida como Ruc —o Rukh— y Urakhga, dambos rellacionaos con Roc, un páxaru míticu d'enorme tamañu y fuerza. Los términos Rukh y Urakhga provienen del persa y del acadio respectivamente. Otru nome utilizáu, ésti d'orixe árabe, foi Al Fawaris (الفوارس), que significa «los caballeros».
A una distancia de 171 años lluz del Sistema Solar, Delta Cygni ye una sistema estelar con dos componentes bastante próximes ente sigo y una tercera más alloñada. Les estrella visible ye una subxigante blanca de tipu espectral B9.5IV y 9800 K de temperatura. Con una masa ente 3 y 3,3 mases solares, tien un radiu 4,7 vegaes más grande qu'el del Sol y ye 180 vegaes más lluminosa qu'ésti. Al igual qu'otres estrelles calientes, la so velocidá de rotación ye bien alzada —siquier 135 km/s—, 60 vegaes mayor que la del Sol.
La so compañera ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F1V con una temperatura de 7300 K y una lluminosidá 6,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so masa envalórase un 60% mayor que la del Sol.
La separación media ente dambes estrelles ye d'aprosimao 157 UA —la escentricidá de la órbita fai que la distancia ente elles varie ente 84 y 230 UA— con un periodu orbital de 780 años.
La tercera componente, de magnitú 12, ta muncho más alloñada. Ye una nana naranxa de tipu K5 V con una masa de 0,66 mases solares.
Delta Cygni va ser la Estrella Polar mientres siquier cuatro sieglos alredor del añu 11250 NE.
Delta Delphini
Delta Delphini (δ Del / 11 Delphini / HD 197461) ye una estrella na constelación de Delphinus, la quinta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,43. Alcuéntrase a 203 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Delphini ye una estrella binaria cercana que la so duplicidá namái foi conocida por espectroscopia. Dambes estrelles paecen ser idéntiques y completen una órbita cada 40,58 díes, lo que correspuende a una separación real ente elles de 0,37 UA. Clasificada oficialmente como xigante de tipu espectral A7III, la so temperatura escepcionalmente baxa de 7000 K afaise más a una estrella subxigante de tipu F0. La diferencia puede debese al so baxu conteníu en metales.
La lluminosidá de caúna de les estrelles —que puede ser bien asemeyada— ye del orde de 25,5 soles, lo que trai un radiu de 3,4 radios solares y una masa de 2 mases solares pa caúna.
Dambes estrelles paecen ser estrelles variables. Una d'elles ye una variable Delta Scuti con variaciones de 0,1 magnitúes en múltiples periodu de 0,156, 0,136 y 0,153 díes. La otra paez tener un únicu periodu de variación.
Delta Doradus
Delta Doradus (δ Dor / HD 39014 / HR 2015) ye una estrella de la constelación de Doráu de magnitú aparente +4,34. Ye la cuarta más brillosa de la mesma dempués de α Doradus, β Doradus y γ Doradus. Alcuéntrase a 145 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Doradus ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V con una temperatura superficial de 8360 K. Del mesmu tipu espectral que Altair (α Aquilae), γ Crateris o θ Cassiopeiae, ye más lluminosa que cualesquier d'elles, siendo la so magnitú absoluta +1,10. Tien un radiu 2,1 vegaes mayor qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor a 172 km/s. La so edá envalórase en 590 millones d'años. Coles mesmes, amuesa un escesu de radiación infrarroxo a 60 μm.
Delta Doradus ye la Estrella Polar del sur na Lluna. Anque meyor alliniada col polu celeste que Polaris (α Ursae Minoris) na Tierra, ye sicasí muncho más tenue qu'ésta.
Delta Equulei
Delta Equulei (δ Equ / 7 Equulei / HD 202275) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Equuleus, dempués de Kitalpha (α Equulei), con magnitú aparente +4,47. Dacuando recibe'l nome de Pherasauval, del árabe الفرس الأول ("Faras al-Awwal"), que'l so significáu ye «el primer caballu». Alcuéntrase a 60 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Delta Equulei ye una estrella binaria que les sos componentes son dos estrelles marielles daqué más masives qu'el Sol, separaes visualmente 0,2 segundos d'arcu.
Delta Equulei A ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F5V con una temperatura superficial de 6600 K.
Delta Equulei B tien tipu G0V y ye daqué más fría, con una temperatura de 6000 K. La lluminosidá de dambes ye similar, la primera 2,17 y la segunda 2,23 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Esiste ciertu desalcuerdu al respective de la distancia qu'esiste ente dambes componentes, que puede tar ente 4,3 y 4,7 UA —daqué menos de la distancia qu'esiste ente Xúpiter y el Sol—, siendo'l periodu orbital del sistema de 5,7 años. Distintos estudios indiquen mases distintes pa les componentes A y B: 1,17 y 1,22 mases solares nel primeru d'ellos, y 1,59 y 1,66 mases solares nel segundu.
Considerando les mases mayores, un hipotéticu planeta nesti sistema tendría una órbita estable a menos de 0,66 UA de cualesquier de les estrelles, siendo el so periodu orbital daqué menor de mediu añu; igualmente, sería estable una órbita alloñada siquier 16 UA del centru de mases común, correspondiendo nesti casu un periodu de 37 años.
Delta Gruis
Delta Gruis (δ Gru) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Grus:
Delta Horologii
Delta Horologii (δ Hor / HD 26612 / HR 1302) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Horologium, el reló, dempués de α Horologii. De magnitú aparente +4,93, ta na llende pa podese ver a simple vista. La estrella ye más visible nos meses en redol a payares, pero namái pa observadores asitiaos nel hemisferiu sur terrestre. Alcuéntrase a 175 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Horologii ye una estrella blanca de la secuencia principal, polo xeneral clasificada de tipu espectral A9V, anque tamién foi clasificada como subxigante de tipu F2IV. Probablemente alcuéntrase a la fin de la so etapa como estrella de la secuencia principal —en que'l so interior tien llugar la combustión de hidróxenu—, y ta empezando a tresformase nuna estrella subxigante de mayor tamañu, siendo'l so radiu 3,3 vegaes mayor qu'el radiu solar. La so temperatura superficial ye de 6970 K y la so lluminosidá ye 27 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta una metalicidá daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,09).
Tien una masa doble de la del Sol y una edá envalorada de 1000 millones d'años.
Como otres estrelles estrelles de les sos carauterístiques, tien una alta velocidá de rotación —193 km/s—, casi 100 vegaes mayor que la del Sol.
Delta Hydrae
Delta Hydrae (δ Hya / 4 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra de magnitú aparente +4,14.
Alcuéntrase a 160 años lluz del Sistema Solar.
Nun tien nome propiu habitual, magar, xuntu a ε Hydrae, ζ Hydrae, η Hydrae, ρ Hydrae y Al Minliar al Shuja (σ Hydrae), recibió, per parte de Ulugh Beg, el nome de Min al Azʽa el, «pertenecientes a la zona deshabitada».
Esti mesmu asterismo ye conocíu como Unwala, «el cámbaru», polos aboríxenes de Groote Eylandt, la isla más grande del golfu de Carpentaria.
Delta Hydrae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1Vnn con una lluminosidá 47 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La teoría d'estructura y evolución estelar da como resultáu un radiu 2,6 vegaes más grande qu'el del Sol.
Cabe solliñar la so elevada velocidá de rotación —267 km/s—, lo que provoca que tenga forma elipsoidal en cuenta de esferoidal; la temperatura efectivo midida —9400 K, desaparente pa la so clase— puede atribuyise al fechu de que al tar la estrella esnachada polos polos, la temperatura en diches rexones ye más alta que na zona ecuatorial.
Igualmente, la discrepancia ente'l radiu calculáu a partir de la teoría y el computáu pola midida del so diámetru angular, significativamente más grande esti postreru, puede tener el so orixe na so rápida rotación.
El so periodu de rotación ye inferior a mediu día.
Tien una masa igual a 2,4 mases solares y una edá de 630 millones d'años.
Delta Hydrae tien una compañera estelar que la so separación visual con ella ye de 2,6 segundos d'arcu.
De magnitú 11, probablemente ye una nana naranxa de tipu K5V.
La separación ente les dos estrelles ye de siquier 130 UA, siendo'l periodu orbital igual o mayor de 820 años.
El sistema emite rayos X, probablemente aniciaos nesta componente secundaria.
Delta Hydri
Delta Hydri (δ Hyi / HD 15008 / HR 705) ye una estrella na constelación austral de Hydrus.
Con magnitú aparente +4,08, ye la cuarta más brillosa de la mesma dempués de α Hydri, β Hydri y γ Hydri.
Alcuéntrase a 135 años lluz del Sistema Solar.
Delta Hydri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura efectivo de 8849 K. 
Al igual qu'el Sol, esta clase d'estrelles llogren la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu, magar son más calientes y lluminoses qu'ésti.
Munches de les estrelles visibles nel cielu nocherniegu son estrelles blanques de la secuencia principal; Megrez (δ Ursae Majoris), Heze (ζ Virginis) y Sarin Aa (δ Herculis) son estrelles análogues a Delta Hydri.
Delta Hydri tien una diámetru ente un 40% y un 50% más grande qu'el del Sol. 
Les estrelles blanques de la secuencia principal, polo xeneral, roten a gran velocidá y Delta Hydri nun ye una esceición. Con una velocidá de rotación de siquier 180 km/s, facer 90 vegaes más apriesa que'l Sol.
Sicasí, a diferencia d'estrelles asemeyaes como Fomalhaut (α Piscis Austrini) o Denébola (β Leonis), Delta Hydri nun presenta un escesu nel infrarroxu atribuyible a la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Delta Leporis
Delta Leporis (δ Lep / 15 Leporis / HD 39364 / HR 2035) ye una estrella na constelación de Lepus.
De magnitú aparente +3,81, alcuéntrase a una distancia de 112 años lluz respectu al Sistema Solar.
Delta Leporis ye una subxigante de tipu espectral K1IV —catalogada tamién como G8III/IV— con una temperatura efectivo de cerca de 4600 K.
46 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien un radiu casi 10 vegaes más grande qu'el radiu solar, cifra llograda a partir del valor del so diámetru angular —2,63 milisegundos d'arcu—.
A pesar del so tamañu, ye menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,94 mases solares.
Ye una estrella evolucionada con una edá de 10.700 millones d'años. 
La metalicidá de Delta Leporis ye notablemente inferior a la del Sol ([M/H] = -0,64), con una bayura relativa de fierro en redol al 20% de la esistente na nuesa estrella.
Los niveles d'otros elementos como magnesiu, aluminiu, siliciu y calciu nun son tan baxos como'l de fierro pero son menores que los niveles solares.
Delta Librae
Librae Delta (δ Lib / δ Librae) ye una estrella na constelación de Llibra. Unu de los nomes tradicionales, Mulu-Lizi, ye acadio y significa "Home de Fueu". Otru ye Zuben el Akribi.
Delta Librae ta aprosimao a 304 años lluz de la Tierra y pertenez a la clase espectral B9.5V. Zuben el Akribi ye una estrella binaria eclipsante, con un periodu de 2,3272 díes. La so magnitú aparente varia ente 4,43 y 5,81. 
Delta Lupi
Delta Lupi (δ Lup / HD 136298 / HR 5695) ye una estrella de magnitú aparente +3,22, la cuarta más brillosa de la constelación de Lupus, dempués de α Lupi, β Lupi y γ Lupi. Anque ensin denominación mesma habitual, dacuando recibe'l nome d'orixe griegu Hilasmus (ιλασμος), que significa «la propiciación».
Delta Lupi ye una subxigante azul de tipu espectral B1.5 IV, una estrella caliente con una temperatura efectivo de 22.400 K. Tan lluminosa como 24.200 soles —incluyendo la enerxía radiada como lluz ultravioleta—, el so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar. 
Como otres estrelles asemeyaes, rota a gran velocidá —la velocidá midida de 220 km/s ye un valor mínimu— y completa un xiru sobre sigo mesma en menos de 2,4 díes.
La so masa, 12 vegaes mayor que la del Sol, implica que va rematar la so vida en forma de supernova.
Al igual que α Lupi, Delta Lupi ye una variable Beta Cephei. El so rellumu varia 0,04 magnitúes nun periodu principal de 3,97 hores, con un posible segundu periodu de 3,43 hores.
Como otres estrelles blancu-azulaes na constelación de Lupus, Delta Lupi forma parte d'una asociación estelar OB llamada subasociación «Centaurus Cimera-Lupus», que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus. Amás ye miembru del cúmulu estelar Scorpius-Centaurus. Alcuéntrase a 880 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Delta Monocerotis
Delta Monocerotis (δ Monocerotis/δ Mon) ye una estrella de la constelación del Unicorniu de magnitú aparente +4.15 y asitiada a una distancia de 374,89 años lluz aprosimao. Ye un sistema binariu d'estrelles. 
Delta Muscae
Delta Muscae (δ Mus / HD 112985 / HR 4923) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Musca, dempués de α Muscae y β Muscae, con magnitú aparente +3,61. A 91 años lluz de distancia del Sistema Solar, Delta Muscae nun ta rellacionada con otres estrelles de la constelación como α Muscae, β Muscae y γ Muscae, que formen parte de la asociación estelar Centaurus-Crux y tópense a unos 300 años lluz de distancia.
Delta Muscae ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4230 K. Ye una de les munches estrelles d'esti tipu visibles a simple vista, ente les que se cunten Arturu (α Bootis) y Pólux (β Geminorum). Con una lluminosidá 56 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 14 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a les de Pólux, pero ta unes tres veces más alloñada.
Delta Muscae ye una estrella binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá detectóse en base al desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El periodu orbital de la estrella acompañante ye de 847 díes.
Delta Pavonis
Delta Pavonis (δ Pav / HD 190248 / HR 7665 / GJ 780) ye la tercera estrella más brillosa na constelación de Pavu, con magnitú aparente +3,55, superada en rellumu por Peacock (α Pavonis) y β Pavonis. A tan solo 19,9 años lluz del Sistema Solar, ye unu de los análogos solares —estrelles de carauterístiques asemeyaes al Sol— más cercanos.
Delta Pavonis ye una estrella nana mariella o subxigante de tipu espectral G7V-IV, lo cual significa que ta terminando la fusión de hidróxenu y empezando el so tresformamientu nuna xigante colorada.
Por ello, anque con una temperatura de 5560 K ye llixeramente más fría que'l Sol, tien una lluminosidá un 18% mayor que la lluminosidá solar.
Anque la so edá ye incierta, paez ser más antigua que'l Sol, con una edá entendida ente 5000 y 7000 millones d'años. La so órbita alredor del centru de la galaxa ye bien similar a la del Sol.
De masa daqué mayor que la masa solar, la metalicidá de Delta Pavonis, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro ya hidróxenu, ye 2,38 vegaes mayor que la del Sol; cuidao que esti valor rellacionar cola esistencia de planetes terrestres, especulóse sobre la posibilidá de qu'esistan planetes n'órbita que puedan allugar vida. Ocupa'l sestu llugar ente les 100 estrelles escoyíes pol Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres y ye l'oxetivu principal del Institutu SETI dientro d'un grupu d'estrelles cercanes estudiaes.
La zona de habitabilidad en redol a Delta Pavonis asitiar a 1,09 UA, daqué más de la distancia que dixebra la Tierra del Sol.
Les estrelles más próximes a Delta Pavonis son LHS 3836 y Gliese 693, dambes nanes coloraes a 5,8 y 6,4 años lluz respectivamente.
Delta Persei
Delta Persei (δ Per / 39 Persei / HD 22928) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +2,99. Alcuéntrase a 528 años lluz del Sistema Solar y probablemente ye miembru del Cúmulu d'Alfa Persei, que'l so astru más brillosu ye Mirfak (α Persei).
Delta Persei ye una xigante azul de tipu espectral B5III. Con una temperatura superficial de 13.800 K, tien una lluminosidá 3400 vegaes mayor que la del Sol y un diámetru 10 vegaes más grande qu'el d'ésti.
La so masa averada ye de 6,5 mases solares y la so edá envalórase en 50 millones d'años; terminando la fusión del so hidróxenu, ta en fase d'evolución escontra una xigante colorada de tamañu enforma mayor.
Catalogada como estrella variable Gamma Cassiopeiae, el so rellumu fluctúa apenes 0,05 magnitúes; estes variables, tipificaes por Tsih (γ Cassipoeiae), son variables eruptives que, por cuenta de la rápida rotación, pierden masa estelar de la so zona ecuatorial.
A 102 segundos d'arcu de Delta Persei puede reparase una tenue estrella de magnitú +10,4, siendo cuestionable si ta físicamente rellacionada con ella. Si fuera asina, la distancia ente dambes sería de siquier 16.000 UA.
Delta Piscis Austrini
Delta Piscis Austrini (δ PsA / 23 Piscis Austrini / HD 216763) ye una estrella na constelación del Pez Austral.
De magnitú aparente +4,23, na so constelación ye superada en rellumu namái por Fomalhaut (α Piscis Austrini) y ε Piscis Austrini.
Xuntu a β Piscis Austrini y ζ Piscis Austrini, yera conocida en China como Tien Kang, «la cuerda celestial».
Delta Piscis Austrini ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4841 K.
Ye asemeyáu a otres conocíes xigantes como Capella A (α Aurigae), Vindemiatrix (ε Virginis), Tyl (ε Draconis) o Sadalbari (μ Pegasi), toes elles estrelles del hemisferiu norte más brillosos qu'ella.
Delta Piscis Austrini tien un radiu 12 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa 2,2 vegaes mayor que la del Sol.
Delta Piscis Austrini tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— menor que la solar ([M/H] = -0,20).
El so conteníu de fierro ye un 62% del que tien el Sol; en rellación a esti elementu, los conteníos de sodiu, aluminiu, calciu, titaniu y vanadiu son comparables a los atopaos na nuesa estrella.
Otra manera, la rellación ente los conteníos de bariu y fierro ye notablemente cimeru a la del Sol ([Ba/Fe] = +0,26).
Delta Piscis Austrini tien una compañera, visualmente a 7 segundos d'arcu, de magnitú 9,3.
Delta Piscium
Delta Piscium (δ Psc / 63 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,44.
Anque ostenta la denominación de Bayer «delta», cuarta lletra del alfabetu griegu, ye namái la décima estrella más brillosa de la constelación.
Dacuando recibe'l nome de Linteum y na astronomía china formaba la figura de Wae Ping al pie de les cercanes α, ε, ζ, μ, ν y ξ Piscium.
Como munches estrelles del cielu nocherniegu —valgan como exemplu Torcularis Septentrionalis (ο Piscium) o θ Piscium, nesta mesma constelación Delta Piscium ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K4IIIb y una temperatura efectivo de 3963 ± 4 K, siendo 447 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular, midíu mientres un tapecimientu llunar, ye de 4,2 ± 1,0 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 43 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,4 km/s, implicando qu'el so periodu de rotación pue ser d'hasta 1500 díes.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la solar ([Fe/H] = -0,12).
Magar el so gran tamañu, la masa envalorada de Delta Piscium ye namái un 24% mayor que la masa solar.
Piénsase qu'empezó la so vida como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A1. Na actualidá ye una xigante que probablemente amonta'l so rellumu per vegada primera con un nucleu inerte de heliu.
Alcuéntrase a 311 años lluz del Sistema Solar.
Delta Sagittae
Delta Sagittae (δ Sge / 7 Sagittae / HD 187076J) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Sagita —la flecha— dempués de γ Sagittae. De magnitú aparente +3,68, alcuéntrase a una incierta distancia entendida ente 448 años lluz (llograda por paralax) y 565 años lluz (calculada por interferometría).
Delta Sagittae ye una estrella binaria espectroscópica, esto ye, los sos dos componentes nun pudieron ser resueltes visualmente. La estrella primaria ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M2II que la so temperatura superficial ye d'unos 3630 K.
La so lluminosidá ta entendida ente 2800 y 4500 soles, el valor exautu dependiendo de la distancia a al que s'atope. Tien un radiu 125 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a un 60% de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Piénsase que ye una estrella bien avanzada na evolución estelar, probablemente con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu.
Al igual qu'otres xigantes coloraes ye una estrella variable irregular, con una variación nel so rellumu de 0,08 magnitúes.
La componente secundaria, con una lluminosidá ente 32 y 60 vegaes la del Sol (dependiendo la distancia real a la que s'atope'l sistema), ye una estrella de la secuencia principal de tipu A0 o B9.5. La separación media cola xigante colorada ye de 8,8 UA —daqué menos de la distancia ente Saturnu y el Sol— y el so periodu orbital ye de 10,20 años.
La xigante colorada tien una masa de 3,8 mases solares y el so acompañante de 2,9 mases solares.
Delta Sculptoris
Delta Sculptoris (δ Scl / δ Sculptoris / HD 223352 / HR 9016) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor. Con magnitú aparente +4,59, ye la cuarta más brillosa de la so constelación, detrás de α Sculptoris, β Sculptoris y γ Sculptoris.
Asitiada a 144 años lluz del Sistema Solar, Delta Sculptoris ye una estrella múltiple que la so componente principal, Delta Sculptoris A, ye una estrella blanca de la secuencia principal que al igual qu'el Sol llogra la so enerxía de la fusión del hidróxenu. De tipu espectral A0V, les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de Vega (α Lyrae), magar ye daqué menos lluminosa qu'ésta, con una lluminosidá 29 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 2,3 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Delta Sculptoris B, de magnitú 11, alcuéntrase asitiada a 4 segundos d'arcu de la estrella principal, lo qu'equival a una separación real de más de 175 UA. Orbitando esti par a una distancia enforma mayor —74 segundos d'arcu—, alcuéntrase Delta Sculptoris C (HD 223340), nana naranxa de tipu K1V.
Delta Scuti
Delta Scuti (δ Sct / 2 Scuti / HD 172748 / HR 7020) ye un sistema estelar na constelación de Scutum. Anque ye namái la cuarta estrella más brillosa de la so constelación, probablemente sía la más conocida que ye'l prototipu d'un grupu de variables que lleven el so nome, variables Delta Scuti. Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.
Les variables Delta Scuti presenten pequeñes variaciones na so lluminosidá. En concretu, la magnitú aparente de Delta Scuti varia ente +4,60 y +4,79. Puede considerase una variable cefeida de baxa masa, pero a diferencia de les cefeides clásiques tien múltiples periodos de pulsación superpuestos. Esiste un periodu principal de 4,65 díes y unu secundariu de 4,48 hores. Al pie de estos hai periodos de 2,79, 2,28, 2,89 y 20,11 hores, lo que da como resultáu una curva de lluz complexa.
Delta Scuti ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F2IIIp con una temperatura superficial de 6860 K. Ye 39 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye aprosimao 4,1 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Delta Scuti tien dos compañeres. Delta Scuti B, de magnitú 12,2, ye una estrella de tipu K8 a 15,2 segundos d'arcu de la estrella principal (Delta Scuti A), ente que Delta Scuti C, de magnitú 9,2, ye una nana mariella de tipu G7V. La primera ta dixebrada de la estrella principal una distancia mínima de 870 UA y la segunda 3000 UA.
Delta Serpentis
Delta Serpentis (δ Ser / 13 Serpentis / HD 138917J) ye un sistema estelar na constelación de Serpens, asitiáu en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra. Ensin nome propiu habitual, dacuando foi llamáu Qin o Chin, del chinu mandarín 秦朝, "Qín Cháo", en referencia a la dinastía Qin. Alcuéntrase a unos 210 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque a simple vista Delta Serpentis vese como una estrella de magnitú aparente +3,8, reparada al traviés del telescopiu apaez como una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 3,9 segundos d'arcu, formando un conxuntu similar a Porrima (γ Virginis). Dambes estrelles tán catalogaes como subxigantes blanques de tipu espectral F0IV. La más brillosa de los dos, δ Serpentis A, tien una temperatura de 7550 K y una lluminosidá 71 vegaes mayor que la del Sol. La otra componente, δ Serpentis B, ye 26 vegaes más lluminosa que'l Sol. Los sos radios respectivos son 5 y 3 vegaes más grandes qu'el radiu solar, y les sos mases son 2,4 y 2,1 vegaes mayores que la del Sol.
Con una edá averada de 800 millones d'años, dambes tán a puntu de convertise en estrelles xigantes y, siendo la componente A más masiva, avanzó más na so evolución, terminando la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Ésta ye una variable Delta Scuti, con una variación nel so rellumu d'apenes 0,04 magnitúes con dellos periodos de 3,04 y 3,74 hores. La separación real ente dambes componentes ye de 375 UA con un periodu orbital d'unos 3200 años, magar el cálculu de la órbita ye prematuru dáu'l lentu movimientu orbital.
Delta Sextantis
Delta Sextantis (δ Sex / 29 Sextantis) ye una estrella na constelación de Sextans, el sestante.
De magnitú aparente +5,18, ye la cuarta más brillosa na so constelación dempués de α Sextantis, γ Sextantis y β Sextantis.
Delta Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V.
Tien una temperatura efectivo de 10.360 K y la so lluminosidá ye 95 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol, rota con una velocidá proyeutada ente 140 y 172 km/s.
Tien una masa 2,82 vegaes mayor que la masa solar y, tocantes a la so edá, escurrió yá 3/4 partes de la so etapa como estrella la secuencia principal.
Delta Sextantis amuesa una bayura relativa de fierro inferior a la solar nun 70% ([Fe/H] = -0,52). El magnesiu manifiesta idénticu enclín, ente que'l nivel de siliciu ye muncho más paecíu al del Sol.
Delta Tauri
Delta Tauri (δ Tau) puede referise a trés estrelles distintes de la constelación de Tauru que formen parte del cúmulu abiertu de les Híades:
Delta Telescopii
Delta Telescopii (δ Tel) puede referise a dos distintes estrelles na constelación de Telescopium:
Delta Trianguli
Delta Trianguli (δ Trianguli / δ Tri / 8 Trianguli) ye una estrella de la constelación de Triangulum de magnitú aparente +4,84. Ye una binaria espectroscópica que s'atopa relativamente próxima a la Tierra, a 35 años lluz de distancia. Forma parte de la Asociación estelar de Zeta Herculis.
La estrella principal del par, Delta Trianguli A, ye una nana mariella de tipu espectral G0.5V y 5900 K de temperatura. Relluma con una lluminosidá ente 0,8 y 1,1 vegaes la que tien el Sol y el so radiu ta entendíu ente 0,86 y 0,98 radios solares —los númberos difieren según autores—. La so masa ye igual, o llixeramente cimera, a la del Sol.
Dada la proximidá ente los dos componentes del sistema, el tipu espectral de Delta Trianguli B nun ye bien conocíu. Menos lluminosa que'l Sol, el so tipu espectral paez tar entendíu ente K4 y G9, con una lluminosidá en redol a un terciu de la lluminosidá solar.
Anque'l sistema nun puede ser resueltu visualmente, la órbita foi calculada a partir d'observaciones de interferometría.
La separación ente les dos estrelles ye de namái 0,106 UA, menos d'un terciu de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol. Completen la órbita, prácticamente circular, en 10,02 díes.
La estrella que s'atopa más próxima al sistema estelar Delta Trianguli ye GJ 3147, nana colorada a 1,8 años lluz.
Delta Velorum
Delta Velorum (δ Vel / HD 74956 / HR 3485) ye un sistema estelar de la constelación Vela, la vela del navío Argo, el segundu más brillosu detrás de γ Velorum. La so magnitú aparente ye +1,95 y falta 79,7 años lluz de la Tierra. Ye'l miembru más brillosu de la Falsa Cruz, asterismo que forma al pie de κ Velorum, Avior (ε Carinae) y Aspidiske (ι Carinae).
Delta Velorum ta formada por un sistema binariu eclipsante (Delta Velorum A) y una nana de tipu espectral F6V (Delta Velorum B) de magnitú aparente 5,5 nuna órbita escéntrica con una separación que varia ente 0,6 y 3,0 segundos d'arcu y un periodu orbital de 142 años. Delta Velorum A ta formada por dos estrelles blanques de la secuencia principal, la más lluminosa de tipu espectral A0V (Delta Velorum Aa, de magnitú aparente 2,3) y l'otra de tipu espectral ente A3V y A5V (Delta Velorum Ab, de magnitú aparente 3,4). Tán dixebraes 0,5 UA y el so periodu orbital ye de 45,15 díes. Los eclises, que faen que'l rellumu combináu del sistema fluctúe en redol al 50% mientres l'eclís primariu y 30% mientres el secundariu, fueron detectaos independientemente en 1989 pola misión espacial Galiléu y en 1997 pol aficionáu arxentín Sebastián Oteru. Al xunir los datos visuales de Galiléu y Oteru nel añu 2000, Oteru, Lloyd y Fieselerpudieron determinar el periodu orbital y predicir los futuros eclises y amás notar que la órbita del sistema ye tamién escéntrica, cuidao que l'eclís secundariu producir na fase 0,43 del ciclu orbital (namá 19 díes dempués del eclís primariu). Curiosamente, a pesar de ser una de les estrelles más brilloses del cielu, nun se reparara primeramente la so variabilidá.
Anguaño créese que Delta Velorum C de magnitú 11, y Delta Velorum D de magnitú 13, separaes visualmente 6 segundos d'arcu y distantes 150 UA ente sigo, nun son componentes físiques del sistema de Delta Velorum.
Por cuenta de la precesión de la Tierra, Delta Velorum va ser la Estrella Polar del hemisferiu sur escontra l'añu 9200 NE.
Delta Volantis
Delta Volantis (δ Vol / HD 57623 / HR 2803) ye, con magnitú aparente +3,98, la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Volans —el pexe volador— dempués de β Volantis, γ Volantis y ζ Volantis.
Alcuéntrase a 738 años lluz del Sistema Solar.
Delta Volantis ye una xigante lluminosa de tipu espectral F6 II con una temperatura superficial averada de 6000 K.
Relluma con una lluminosidá igual a la de 2900 soles y, al igual qu'otres estrelles de la so temperatura, presenta cierta actividá magnética.
Tien un radiu 50 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior del valor real— ye de 12 km/s, dando llugar a un periodu de rotación d'hasta 200 díes —siendo esta cifra una llende cimera—.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell tópase asitiada ente Mirfak (α Persei) y Polaris (α Ursae Minoris), cerca de la rexón de les cefeides, anque ella nun amuesa les pulsaciones carauterístiques d'estes variables. 
Con una edá de 50 millones d'años, tien una masa averada de 6 - 6,5 mases solares. Anque ye difícil concretar el so actual estáu evolutivu, lo que puede asegurase ye que va acabar la so vida como una masiva nana blanca de 1 ~ masa solar.
Delta1 Canis Minoris
Delta1 Canis Minoris (δ CMi / 7 Canis Minoris / HD 59881) ye una estrella na constelación de Canis Minor que comparte la denominación de Bayer "Delta" con otros dos estrelles, Delta2 Canis Minoris (δ CMi) y Delta3 Canis Minoris (δ CMi). Nenguna d'elles ta rellacionada coles otres, siendo distintes les distancies que nos dixebren d'elles. La más cercana a nós ye Delta2, a 136 años lluz, ente que Delta3 y Delta1 alcuéntrase a unos 676 y 790 años lluz respectivamente. Delta1 Canis Minoris ye la más brillosa de los trés, con magnitú aparente +5,24.
Delta1 Canis Minoris ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F0 III y 7450 K de temperatura que relluma con una lluminosidá 360 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos valores dexen evaluar el so diámetru, 11 vegaes más grande qu'el del Sol, según el so masa, unes 3,75 vegaes mayor que la masa solar.
Rota con una velocidá de siquier 71 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 8 díes.
Tien una elevada metalicidá, con una rellación fierro-hidróxenu un 50% mayor que nel Sol.
Empezó la so vida siendo una estrella blancu-azulada de tipu B6 y anguaño alcuéntrase nuna etapa avanzada de la so evolución estelar enantes de volver espandise y aumentar el so rellumu. Dempués va espulsar les sos capes esteriores pa finalmente acabar los sos díes como una tenue nana blanca.
Delta1 Telescopii
Delta1 Telescopii (δ Tel) ye una estrella de magnitú aparente +4,92
asitiada na constelación de Telescopium.
Ocupa'l sestu llugar na so constelación tocantes a rellumu, detrás de α, ζ, ε, λ, y ι Telescopii.
Comparte la denominación de Bayer «Delta» con Delta2 Telescopii, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 0,16º.
Delta1 Telescopii ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6IV, asemeyáu a Taygeta (19 Tauri).
Tien una temperatura efectivo de 12.417 K y una lluminosidá 899 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu, envaloráu de forma indirecta, ye aprosimao 4,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 11 km/s.
Tien una masa de 4,5 ± 0,1 mases solares y una edá averada —cuidao que acaba d'abandonar la secuencia principal— de 230 millones d'años.
Delta1 Telescopii tien una compañera estelar, cola que forma una binaria espectroscópica.
El periodu orbital de l'acompañante ye de 18,85 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (y = 0,51).
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, el sistema alcuéntrase a 706 ± 29 años lluz del Sistema Solar.
Delta2 Canis Minoris
Delta2 Canis Minoris (δ CMi / 8 Canis Minoris) ye una estrella na constelación del Can Menor que comparte la denominación de Bayer «Delta» con otros dos estrelles, Delta1 Canis Minoris (δ CMi) y Delta3 Canis Minoris (δ CMi). Nenguna d'elles ta rellacionada coles otres. Delta2 Canis Minoris, a 136 años lluz del Sistema Solar, ye la que ta más cerca de los trés.
La so magnitú aparente ye +5,59, lo que la convierte na decimocuarta estrella más brillosa na so constelación.
Delta2 Canis Minoris ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V.
De carauterístiques asemeyaes a Rijl al Awwa (μ Virginis), tien una temperatura efectivo de 7181 K.
8,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa un 63% mayor que la del Sol y piénsase que ta na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Delta2 Canis Minoris tien un radiu un 86% más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación devasa los 117,5 km/s.
Arriendes d'ello, el so periodu de rotación ye de namái 0,6 díes, equivalente a 1/42 del que tien el Sol.
Mover pol espaciu con una órbita galáctica más escéntrica que la del Sistema Solar (y = 0,27).
Delta2 Gruis
Delta2 Gruis (δ Gruis / HD 213080 / HR 8560) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +4,12. Comparte la denominación de Bayer "Delta" con δ Gruis, magar dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, pos s'atopen dixebraes ente sí unos 30 años lluz.
Delta2 Gruis ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5IIIa con una temperatura de namái 3400 K. Ye tan lluminosa como 2200 soles (incluyendo una gran parte de la so enerxía que ye emitida como radiación infrarroxo) y el so radiu ye 135 vegaes más grande qu'el radiu solar; si tuviera nel llugar del Sol, estiéndese hasta la órbita de Venus. El so rellumu varia 0,13 magnitúes y ta catalogada como una variable irregular. Alcuéntrase a 325 años lluz de distancia de la Tierra. 
Una estrella de magnitú +9,2 asitiada a pocu más d'un minutu d'arcu nun ye una compañera real, formando una doble óptica con Delta2 Gruis.
Delta3 Tauri
δ³ Tauri ye un sistema estelar triple de la constelación del toru. A una distancia de 148 años lluz, ta separada angularmente de δ¹ Tauri por 0.72°.
Esta estrella tradicionalmente tien el nome d'orixe griegu (griegu Κλεεια) que se translitera como Cleeía o Kleeía que ye una de les hermanes híadas.
El primer componente δ³ Tauri A, ye una estrella blanca tipu A subxigante con una magnitú aparente de +4.30.
Amás, tratar d'una estrella variable de la clase Alfa-2 Canum Venaticorum variando'l so rellumu de forma intrínseca de tal manera que ye observable diferencies de la so magnitú aparente ente +4.29 y +4.32, apenes perceptibles a güeyu y con un periodu de 57.25 díes.
La so compañera más cercana nun ye visible a güeyu, tien magnitú 8 y ye la so acompañante binaria δ³ Tauri B a 1,4 segundos d'arcu lo que fai suponer que la distancia física ente dambes sía de siquier 64 UA.
Hai una tercera componente, d'undécima magnitú y asitiada a 77 segundos d'arcu, trátase de δ³ Tauri C.
DEN 0255-4700
DEN 0255-4700 ye un sistema estelar binariu pocu lluminosu a 16,197 años lluz de nós. Ye'l 48º más cercanu a la Tierra. Ye'l nanu L más cerca a la tierra.
El 22 de marzu de 2006 afayóse una estrella compañera, una nana marrón, designada como SCR 1845-6357.
DEN 1048-3956
DEN 1048-3956 (DENIS-P J104814.9-395604 / 2MASS J10481463-3956062) ye una estrella cercana a la Tierra, a 13,17 años lluz de distancia en dirección a la constelación de Antlia, la máquina neumática. Ye una estrella de rellumu bien débil con magnitú aparente +16,50. Afayóse en 2001 por Delfosse et. al. mientres buscaben nueves estrelles cercanes na base de datos DENIS.
Anque catalogada primeramente como de tipu espectral M9, darréu revisóse a tipu M8. Con una masa envalorada ente 0,06 y 0,09 mases solares, pue ser una nana colorada bien tenue o una nana marrón, una y bones la llende ente un tipu d'oxetu y otru ta en 0,08 mases solares. La so lluminosidá equival a namái 3,56 millonésimes de la lluminosidá solar, siendo'l so temperatura efectivo d'unos 2500 K. Asumiendo una composición química similar a la solar, la so edá puede tar entendida ente 1000 y 2000 millones d'años.
DEN 1048-3956 ye una estrella acandilante onde se reparó un fogaral ópticamente visible que la so masa asitiar na llende de la fusión nuclear del hidróxenu, según dos intenses erupciones d'unos 4-5 minutos de duración a 4,80 y 8,64 GHz, dambes bien polarizadas.
Deneb
Deneb ye'l nome propiu de la estrella Alfa Cygni (α Cyg / 50 Cyg), la más brillosa de la constelación de Cygnus («El Cisne») y una de les más brilloses del cielu nocherniegu, con una magnitú aparente en banda B (filtru azul) igual a 1,34 y en banda V (filtru verde) igual a 1,25. Xuntu con Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquilae) formen el asterismo del «triángulu de branu» pa'l observadores del Hemisferiu Norte.
El nome de Deneb deriva del árabe "dhaneb", «cola», entendida como «la cola de l'ave» ("dhanab ad-dajājah"), en clara alusión a la so posición dientro de l'alliniación d'estrelles que conformen la figura del Cisne. Ye un términu bien común n'otres estrelles, que señala la estremidá caudal de delles constelaciones, como Denébola en Lleo o Deneb Kaitos na Ballena. Deneb Adige y Deneb el Adige son formes llargues del mesmu nome.
Otres denominaciones tradicionales de Deneb, como Arided —qu'apaez nes Tables Alfonsíes—, Aridif y la so variante Arrioph, tán güei día en desusu. Pita foi un nome utilizáu por Johann Bayer pa designar a esta estrella.
La distancia de Deneb a la Tierra ye entá motivu de discutiniu: por cuenta de la gran alloñanza a la que s'atopa, los métodos de determinación de la distancia qu'utilicen la paralax apurren un rangu de distancies d'hasta 3200 años lluz. Les midíes más precises —llevaes a cabu pol satélite Hipparcos— asitien a Deneb namái a 1425 años lluz de distancia, lo que resulta nuna lluminosidá 54.400 vegaes superior a la del Sol. 
La so magnitú absoluta envalórase en -7,2, de forma que, a manera de comparanza, la so potencia llumínica ye tal que nun solu día xenera tanta enerxía como'l Sol en 140 años. Con esa magnitú, el so rellumu sería comparativamente superior inclusive al de dalgunos láseres industriales.
Deneb ye un tipu pocu común de superxigante blanca de clase espectral A2Iae y una temperatura superficial de 8525 K.
La midida directa del so diámetru angular —0,0025 segundos d'arcu— dexa calcular el so tamañu, 114 vegaes el del Sol.
Si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, estiéndese hasta la metá de la órbita terrestre, y nel cielu de la Tierra apaecería como un discu de 55° 52' de diámetru angular aprosimao (considerando'l radiu máximu de la estrella).
La so velocidá de rotación proyeutada —30 km/s— da como resultáu un periodu de rotación averáu de mediu añu.
Apocayá más de 10 millones d'años, Deneb empezó la so vida como una estrella de tipu B o O con una masa de 15 - 16 mases solares.
Dende la so superficie sopla un vientu estelar que fai que la estrella pierda masa al ritmu d'una millonésima de la masa solar per añu, 40 millones de vegaes mayor que la qu'esperimenta'l Sol.
Na actualidá Deneb remató la fusión del hidróxenu nel so nucleu, pero nun se sabe con certidume en qué fase de la so evolución alcuéntrase; puede tar nel procesu de convertise nuna superxigante colorada con un nucleu de heliu inerte o, más avanzada na so evolución, yá puede empezar a fundir l'heliu nel so nucleu.
Sía que non, va concluyir la so vida españando como supernova dientro d'unos pocos millones d'años.
Deneb ye'l prototipu d'una clase de variables llamaes variables Alfa Cygni. Les sos superficies esperimenten pulsaciones non radiales que faen qu'el so rellumu y el so tipu espectral varien llixeramente.
Siendo una de les estrelles más brilloses del firmamentu, Deneb foi una aceptable Estrella Polar entemedia (asitiada a 7° del polu norte celeste) fai 18.000 años, y va volver de nuevu a dicha posición alredor del añu 9800.
Deneb Algedi
Deneb Algedi o Scheddi (δ Capricorni / δ Cap / 49 Capricorni) ye la estrella más brillosa de la constelación de Capricorniu con magnitú aparente +2,85. Alcuéntrase a namái 38,6 años lluz del Sistema Solar.
El nome de Deneb Algedi provién del árabe ذنب الجدي, "ðanab[o] al-jadiyy", que significa «la cola de la cabra», indicando la so posición na constelación.
El mesmu orixe tien la denominación alternativa Scheddi, como apaez en delles llistes d'estrelles, nome igualmente utilizáu pa designar a Nashira (γ Capricorni). Al pie de esta postrera yera conocida polos antiguos árabes como Al Sa'd al Nashirah, «la afortunda» o «la que trai marees aparentes».
Deneb Algedi ye una estrella blanca de tipu espectral A5-A7 con una temperatura de 7700 K. De mala clasificación, foi catalogada indistintamente como xigante, subxigante o como estrella de la secuencia principal, anque lo más probable ye que s'atope nes últimes fases de la fusión de hidróxenu.
Ye una estrella con llinies metáliques (Am) —la so espectru presenta llinies d'absorción fuertes de dellos metales y débiles d'otros, como calciu—, siendo una de les más brilloses dientro d'esti grupu.
8,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien, sicasí, una compañera de tipu desconocíu, siendo una binaria espectroscópica y una variable eclipsante.
La magnitú respectiva de cada componente ye +3,2 y +5,2, tando separaes 0,0018 segundos d'arcu.
Dambes estrelles completen una órbita alredor del centru de mases común cada 1,0228 díes, produciéndose un amenorgamientu de rellumu de 0,2 magnitúes mientres el eclís. A lo último, abarrúntase que Deneb Algedi ye, por sigo mesma, una variable intrínseca del tipu Delta Scuti.
Piénsase qu'otres dos estrelles pueden tar rellacionaes col par anterior. Deneb Algedi B —de magnitú 16— ta visualmente a 1 minutu d'arcu, ente que Deneb Algedi C —de magnitú 13— ta a 42 segundos d'arcu.
Deneb Algenubi
Deneb Algenubi (η Ceti / η Cet / 31 Ceti) ye una estrella na constelación de Cetus asitiada a 118 años lluz del Sistema Solar.
Dempués de Deneb Kaitos (β Ceti) y Menkar (α Ceti) ye, con magnitú aparente +3,45, la estrella más brillosa na so constelación.
Otru nome pol que se conoz a esta estrella ye Dheneb, utilizáu tamién pa designar a ζ Aquilae.
Deneb Algenubi ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4600 K.
Tien un diámetru 17,4 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu —3,44 milisegundos d'arcu—.
La so lluminosidá ye unes 100 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Deneb Algenubi paez tener una metalicidá bien similar a la de Sol ([Fe/H] = +0,02), magar otru estudiu considera un índiz de metalicidá claramente cimeru ([Fe/H] = +0,16).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,78 km/s y tien una edá envalorada de 3650 ± 1730 millones d'años.
Deneb Dulfim
Deneb Dulfim (ε Delphini / ε Del / 2 Delphini) ye una estrella de magnitú aparente +4,03 na constelación de Delphinus, la tercera más brillosa de la mesma dempués de Rotanev (β Delphini) y Sualocin (α Delphini).
El nome de Deneb Dulfim, en árabe «la cola del delfín», vien del mesmu raigañu "dhenab" qu'apaez nos nomes d'estrelles como Deneb (α Cygni), Denébola (β Leonis) o Aldhanab (γ Gruis).
En Arabia ε Delphini yera tamién llamada "Al ʽAmūd al Ṣa elīb", señalando la Pilastra de la Cruz», pos pa dellos grupos de primeros cristianos —melquites y nestorianos— l'actual constelación del Delfín simbolizaba la Cruz de Jesús. 
Pela so parte, a esta estrella llamar en China Pae Chaou, «el melón podre».
Deneb Dulfim, asitiada na periferia de la Vía Lláctea, falta 360 años lluz del Sistema Solar. Catalogada como una xigante blancu-azulada de tipu espectral B6III, tien una temperatura superficial de 13.146 K. Incluyendo la gran cantidá de lluz ultravioleta qu'emite de resultes de la so elevada temperatura, la so lluminosidá ye 745 vegaes mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 47 km/s,
lo que supón un periodu de rotación igual o inferior a 4,4 díes.
Siendo'l so radiu 4,4 vegaes mayor qu'el radiu solar, Deneb Dulfim nun ye verdadera xigante sinón una estrella de la secuencia principal qu'entá funde hidróxenu con una edá envalorada de 66 millones d'años. Con una masa de 4,8 mases solares, el so destín últimu ye convertise nuna nana blanca de carbonu-oxíxenu con aprosimao'l 85% de la masa del Sol, perdiendo'l 80% de la so masa mientres les etapes finales de la so evolución. Paez ser una estrella llixeramente variable que'l so rellumu puede llegar a algamar magnitú +3,95.
Deneb el Okab
Deneb el Okab (del árabe ذنب العقاب "ðanab al-cuqāb", "la cola del ferre") puede referise a les siguientes estrelles na constelación d'Aquila:
Deneb Kaitos
Deneb Kaitos (β Ceti / 16 Ceti / HD 4128 / HR 188 / HIP 3419) ye la estrella más brillosa de la constelación de Cetus, la ballena. Dacuando ye superada pola variable Mira (ο Ceti), cuando ésta algama'l so máximu rellumu.De magnitú aparente de +2,04, ye bono d'alcontrar al tar asitiada nuna zona escura del cielu.
El nome de Deneb Kaitos, del árabe "Al Dhanab al Ḳaiṭvos al Janūbīyy", significa «la cola de la ballena», aludiendo a la so posición dientro de la constelación. Nes Tables Alfonsíes, llibru de tables astronómiques realizaes por iniciativa de Alfonso X el Sabiu, figura como "Denebcaiton".
Otru nome comúnmente utilizáu pa designar a esta estrella ye Diphda o Difda, dacuando latinizado como Xaronca Secunda.
Tamién ostentó'l títulu de "Al Difdi al Thani", «la segunda xaronca», ente los antiguos árabes, siendo Fomalhaut (α Piscis Austrini) «la primer xaronca», "Al Difdi' al Awwal".
En China yera conocida como Too Sze Kung, «el superintendente de les escavaciones (edificaciones)».
Deneb Kaitos ye una estrella xigante de color mariellu-naranxa y tipu espectral na llende ente G y K. Daqué más fría qu'el Sol, tien una temperatura superficial de 4800 K. Ye muncho más brillosu que'l Sol —145 vegaes más lluminosa qu'ésti—, pos la so masa y el so radiu son considerablemente mayores; el so diámetru ye 17 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
A una distancia de 96 años lluz de la Tierra, la so magnitú absoluta ye de -0,31.
Deneb Kaitos ye una de les estrelles más brilloses en rayos X nes cercaníes del Sistema Solar. La radiación aníciase la corona calecida a dellos millones de K por cuenta de magnetismu. Cuidao que el magnetismu rellacionar cola velocidá de rotación y Deneb Kaitos xira amodo —18 km/s—, piénsase que la estrella abandonó apocayá la secuencia principal na so evolución escontra una xigante colorada, calteniendo inda dalguna de les carauterístiques propies de la so anterior etapa.
Otra manera, la so composición química suxure que nel so interior el heliu empezó a fundise en carbonu.
Denominación de Bayer
La denominación de Bayer ye un sistema de denominación d'estrelles empecipiáu por Johann Bayer a empiezos de sieglu XVII nel so atles estelar "Uranometria" (1603).
Asignaba a la estrella más brillosa d'una constelación la lletra siguida del xenitivu llatín de la constelación —por casu α Lupi—, la siguiente en rellumu la lletra β, siguiendo asina coles lletres del alfabetu griegu en minúscula pa les estrelles de la constelación siempres en rellumos o magnitúes aparentes decrecientes. A estes lletres denominar lletres de Bayer.
En dellos casos l'orde de asignación orixinal de Bayer ye incorrectu (non siempres la estrella más brillosa tien asignada la α) o dacuando les fronteres modernes de les constelaciones nun correspuenden a les de Bayer. Aun así, la denominación de Bayer ye llargamente utilizada.
El sistema de Bayer ampliar pa poder designar más estrelles. Primero usando lletres llatines en minúscules y depués mayúscules. La mayoría d'estes denominaciones úsense pocu, con delles esceiciones, como P Cygni y l Carinae. La notación de Bayer llatina mayúscula nunca va más allá de la Q; los nomes como R Leporis o W Ursae Majoris correspuenden a denominaciones d'estrelles variables que nun tienen nada que ver cola denominación de Bayer.
Tamién s'usen superíndices pa distingir estrelles dobles que primeramente teníen una sola denominación de Bayer, anque esto non siempres ye esclusivu d'estrelles dobles, como la cadena d'estrelles π, π, π, π, π y π Orionis.
Más tarde, John Flamsteed asignó númberos arábigos pa identificar les estrelles de cada constelación. En dambos sistemes, a les lletres o númberos sigue'l xenitivu llatín del nome de la constelación. Asina, Aldebarán y Elnath son tamién conocíes como Alfa (α) y Beta (β) Tauri nel sistema de Bayer, o 87 y 112 Tauri nel sistema de Flamsteed, respectivamente.
Na antigüedá namái unes poques estrelles brilloses recibieron nomes propios, los árabes asignaron nomes propios a munches otres. Les estrelles tamién pueden recibir otros nomes, dependiendo de los diversos catálogos que s'han compilado y de los que formen parte. De tal forma, una mesma estrella recibe munches denominaciones.
Denébola
Denébola (β Leonis / β Lleo / 94 Leonis) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Lleo, detrás de Régulu (α Leonis). La so magnitú aparente ye +2,12. Alcuéntrase a 35,9 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Denébola provién del árabe "Al Dhanab al Asad" y significa «la cola del lleón». Munchos otros nomes d'estrelles provienen d'esta mesmu raigañu árabe "Dhenab", ente otres Deneb (α Cygni), Deneb Kaitos (β Ceti) y Deneb Algedi (δ Capricorni). Na carta estelar del hemisferiu norte de 1871 de R. A. Proctor, Denébola apaez col nome de Deneb Aleet.
Dafira ye un nome menos utilizáu y provién de la palabra árabe que designa la guedeya de pelo a la fin de la cola del lleón, que ye onde ta asitiada la estrella.
Na astronomía babilonia, esta estrella marcaba la decimoséptima constelación eclíptica, "Zibbat A.", «la cola del lleón», magar esisten ciertes duldes al respeutu.
Otros nomes atribuyíos a esta estrella son Lamash, «el colosu», y Sa, «azul»; en Persia yera conocida como Avdem, «la de la cola».
Al pie de la vecina Chertan (θ Leonis), recibía'l nome coptu de Asphulia, probablemente tamién «la cola».
Denébola ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura efectivo de 8750 K. Tien una lluminosidá 13,8 vegaes mayor que la del Sol, una masa de 1,75 vegaes la masa solar y un radiu 1,65 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 120 km/s, 60 vegaes más rápida que la del Sol; arriendes d'ello, el so periodu de rotación ye inferior a 0,65 díes.
Enantes considerada una variable Delta Scuti, anguaño piénsase qu'el so rellumu nun varia de forma significativa.
Un escesu nel infrarroxu detectáu indica la esistencia d'un discu circumestelar alredor de Denébola, similar al atopáu en Vega (α Lyrae) y β Pictoris. Como se piensa qu'el nuesu Sistema Solar formar a partir d'un discu asemeyáu, Denébola puede ser un bon candidatu pa la busca de planetes estrasolares. El discu de polvu tien una temperatura averada de 120 K.
Observaciones de interferometría infrarroxa suxuren qu'esisten dos bandes de polvu; la primera empezaría a una distancia de 0,13 ~ UA de la estrella, estendiéndose 0,3 UA, ente que la segunda empezaría a 13 ~ UA, con un anchu de 6,2 UA.
DG Tauri
DG Tauri (DG Tau / DG 32 / HBC 37) ye una estrella que s'atopa nuna rexón de formación estelar na constelación de Tauru, a unos 450 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +12,79, ye una estrella T Tauri con un espectru peculiar.
DG Tauri ye una estrella de tipu espectral K5 - M0.
Desaxeradamente nuevu, tien una edá entendida ente 1,3 y 2,2 millones d'años —compárese colos 4500 millones d'años d'antigüedá que tien el Sol—.
Con una temperatura efectivo ente 4205 y 4775 K, ye 3,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu 2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y completa una rotación cada 6,7 díes.
A unos 50 segundos d'arcu de DG Tauri, esiste otru oxetu, denomináu DG Tauri B, que paez ser una protoestrella inda agospiada dientro del material circundante. Detectada en ondes de radiu, imaxes nel infrarroxu cercanu amuesen, probablemente non a la protoestrella, sinón una gruesa banda de polvu vista de perfil.
Imaxes llograes pol Telescopiu espacial Chandra dexen reparar dos remexos ("jets") de rayos X estendiéndose unes 700 UA en dambos sentíos dende DG Tauri. 
El discu puramente dichu resulta demasiáu fríu como pa ser detectáu na imaxe.
Suxurióse que los rayos X d'una estrella nueva típica pueden afectar significativamente les propiedaes del discu circundante, calecer y creando partícules ionizadas.
Piénsase qu'en dalguna etapa de la evolución de les estrelles moces pueden esistir rayos X d'alta enerxía. Esto podría asoceder mientres les primeres etapes de la formación del Sistema Solar, pudiendo la moza Tierra tar espuesta a jets de rayos X como los de DG Tauri. Anque nun se conocen los efectos qu'éstos pudieren causar, ye posible que, en xunto, fueren más positivos que negativos. Ionizando el discu circumestelar, los rayos X podríen xenerar una turbulencia que tuviera un efectu sustancial na órbita de la moza Tierra, torgando que se bastiara escontra'l Sol. Amás, la irradiación de rayos X pue ser ser importante na creación de molécules complexes nel discu circumestelar, molécules que finalmente van terminar formando parte de los planetes.
DH Cephei
DH Cephei (DH Cep) ye una estrella binaria na constelación de Cefeo de magnitú aparente +8,61.
Al ser una estrella bien alloñada del Sistema Solar, la midida de la so paralax (0,65 ± 0,87 milisegundos d'arcu) nun ye útil pa conocer la distancia a la que s'atopa.
Sicasí, la so pertenencia al cúmulu abiertu NGC 7380 dexa envalorar la so distancia en 2600 pársecs (8500 años lluz).
DH Cephei ta compuesta por dos estrelles azules de la secuencia principal de tipu O6V.
Bien calientes, la so temperatura efectivo algama los 41.000 K.
La componente primaria relluma con una lluminosidá 73.400 vegaes superior a la del Sol, anque según otru modelu podría ser hasta 150.000 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La so masa ye aprosimao 21 vegaes mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 135 km/s y el so radiu ye 12,9 vegaes más grande qu'el del Sol.
La componente secundaria tien la mesma masa que la so compañera y una lluminosidá 70.700 vegaes superior a la lluminosidá solar —tamién según otru modelu la so lluminosidá podría hasta 104.000 vegaes mayor que la del Sol—.
Con un radiu 11,3 vegaes más grande qu'el radiu solar, rota a una velocidá de siquier 105 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 2,111 díes y la escentricidá de la órbita ye ε = 0,13.
La separación ente dambes estrelles ye de 0,13 UA.
DH Cephei ye una estrella variable con una variación de rellumu de 0,09 magnitúes; nel Xeneral Catalogue of Variable Stars figura catalogada como una variable elipsoidal rotante (ELL).
Puede provocar la formación estelar en nubes moleculares vecines qu'alluguen estrelles nueves que tienen la mesma edá y comparten movimientu propiu con NGC 7380, magar nun tán gravitacionalmente amestaes a dichu cúmulu.
DI Crucis
DI Crucis (DI Cru / HD 104994 / WR 46) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente +10,8.
Alcontrar a 55 minutos d'arcu al norte de θ Crucis.
Ye miembru de l'alloñada Asociación estelar Cru OB4, asociación de tipu O distante 4.000 pársecs o 13.000 años lluz del Sistema Solar.
DI Crucis ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN3pe.
El so espectru caracterizar pola presencia de llinies fuertes de Nv y HeII y pola ausencia de hidróxenu.
Los parámetros físicos de DI Crucis son toos envaloraos. Tien una temperatura efectivo de 90.210 K y una lluminosidá 500.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa 18 vegaes mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente a 2,9 vegaes el radiu solar.
La velocidá terminal de la so vientu estelar algama los 2450 km/s, perdiendo masa a razón 4 × 10 vegaes la masa solar cada añu.
DI Crucis ye una conocida fonte de rayos X, aspeutu ésti que foi afayáu pol Observatoriu Einstein.
La so lluminosidá en rayos X, ente 0,2 y 10,0 keV, ye de 7,7 × 10 erg/s.
Piénsase que DI Crucis pue ser un sistema binariu, nel cual una estrella de tipu OB acompaña a la estrella de Wolf-Rayet.
Comparando les llinies d'heliu del espectru de DI Crucis coles de WR 152 —estrella WN solitaria— especulóse que'l tipu espectral de la compañera sía B7V.
El periodu orbital del sistema sería de 0,3113 díes.
DI Crucis esibe una variabilidá bien complexa n'escales de tiempu relativamente curties d'unes
poques hores.
Nel pasáu reparáronse cambeos periódicos pero intermitentes na velocidá radial, según múltiples periodos fotométricos.
Propúnxose qu'esti comportamientu al curtiu plazu débase a pulsaciones non radiales, a modulación rotatoria rápida, o tea motiváu pola presencia d'una compañera de baxa masa.
Coles mesmes, l'estudiu de DI Crucis nel ultravioleta alloñáu dexó constatar variaciones significatives n'escales de tiempu d'unos ocho hores, que tamién se manifiesten en lluz ultraviola y na rexón de rayos X.
Diadema de Berenice (Alpha Comae Berenices)
Diadem ye'l nome de la estrella α Comae Berenices (α Com / 42 Com), la segunda más brillosa de la constelación de Melota de Berenice, dempués de β Comae Berenices. El so nome ye modernu y d'orixe inciertu, y dizse que representa la diadema de la reina Berenice II. Alcuéntrase a aprosimao 60 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Diadem ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles prácticamente idéntiques, caúna d'elles de magnitú aparente +5,07 y tipu espectral F5V. Dambes son estrelles blancu-marielles de la secuencia principal, formando un sistema similar al de Porrima (γ Virginis), magar les componentes d'ésta última son daqué más calientes que les de Diadem. Con una temperatura efectivo de 6500 K, caúna de les estrelles de Diadem tien una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la del Sol y la so masa ye un 25% más grande que la masa solar.
Los dos componentes del sistema tienen un periodu orbital de 25,85 años, y dende la Tierra la órbita reparar prácticamente de perfil. Sicasí, un perpequeñu enclín del planu orbital al respective de la llinia de visión fai que'l sistema nun llegue a constituyir una binaria eclipsante. Visualmente, nel apoastru —máxima distancia ente les componentes— les dos estrelles atópense separaes 0,7 segundos d'arcu, ente que nel periastru nun se pueden resolver. La separación real ente dambes varia ente 6 y 19 UA.
DK Ceti
DK Ceti (DK Cet) ye una estrella na constelación de Cetus.
Tien magnitú aparente +8,00, polo que nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase a 137 años lluz del Sistema Solar. 
DK Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G4V.
Tien una temperatura superficial de 5800 K y la so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 15 km/s.
Amuesa una metalicidá inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,28).
Ye una estrella bien nueva, tando catalogada como estrella presecuencia principal. Con una edá de namái 30 millones d'años (1/153 parte de la edá del nuesu Sol), ye miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium.
El satélite Spitzer detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por DK Ceti, lo qu'implica la presencia de partícules de polvu al so alredor.
Dichu escesu, detectáu a 24 μm pero non a  70 μm, indica qu'el discu circumestelar tien un cantu esternu y otru internu.
La temperatura de les partícules de polvu ye de 160 K.
DK Ceti ye una estrella variable del tipu BY Draconis que'l so rellumu varia 0,12 magnitúes.
DS Leonis
DS Leonis (DS Lleo / Gliese 410 / HD 95650 / HIP 53985) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +9,69. Alcuéntrase a 38,0 años lluz de distancia del Sistema Solar.
DS Leonis ye una nana colorada de tipu espectral M0.5V. Catalogada como variable BY Draconis, amuesa una fluctuación nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
El so radiu equival al 52% del radiu solar, y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 2 km/s —teniendo en cuenta qu'esti ye un valor mínimu—, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 14 díes.
L'estudiu de la so variabilidá fotométrica indica que dicha variabilidá ye cíclica en periodos de 13,99 y 15,71 díes, polo qu'el so orixe rellacionar cola rotación estelar, acomuñada a rotación diferencial superficial (que modula el periodu fotométricu reparáu al migrar les manches estelares a distintes llatitúes).
La temperatura superficial de DS Leonis ye de 3840 K y tien una masa de 0,58 mases solares.
La so lluminosidá —incluyendo una considerable parte de la so enerxía emitida como radiación infrarroxo— correspuende al 5,7% de la lluminosidá solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a DS Leonis son Gliese 403 y Gliese 414, asitiaes respectivamente a 5,7 y 5,9 años lluz de distancia.
Coles mesmes, DS Leonis forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, ampliu grupu qu'inclúi estrelles más conocíes como Aldhafera (ζ Leonis), π Ursae Majoris, ρ Cygni o γ Microscoscopii.
Dschubba
Dschubba (δ Scorpii / δ Sco / 7 Scorpii) ye una estrella variable na constelación de Scorpius. El so nome probablemente provién del árabe "Al Jabhah", «la frente», pola so posición nel cuerpu del escorpión. Nel Catálogu de Palermo figuraba col nome de Iclarkrav. Alcuéntrase a 402 años lluz del Sistema Solar.
Dschubba ye un sistema estelar con cuatro componentes.
La componente principal ye una estrella azul de tipu espectral B0 que la so lluminosidá —incluyida la radiación emitida nel ultravioleta— ye 14.000 vegaes superior a la del Sol. Con una velocidá de rotación de siquier 181 km/s —90 vegaes más alta que la del Sol—, ye cinco veces más grande que la nuesa estrella. La estrella sufrió un sópitu cambéu; nel añu 2000 empezó aumentar de rellumu —de magnitú aparente +2,32 llegó a algamar casi primer magnitú— al tresformase nuna estrella Be arrodiada por un discu circumestelar. En 2008 la so magnitú yera +2,1, 0,2 magnitúes percima del so rellumu habitual.
La estrella principal ta acompañada por una estrella más fría tamién de tipu B, 10 vegaes menos lluminosa que la so compañera. Separaes ~ 0,4 UA, el periodu orbital d'esta binaria ye de namái 20 díes. Una tercer estrella, que la so lluminosidá ye 2/3 de la de la componente principal, alcuéntrase a una distancia mínima d'ésta igual a la que dixebra Saturnu del Sol. A lo último, la cuarta componente tópase siquier a 19 UA del par interior.
Piénsase que toes elles pueden tar na secuencia principal, anque la más brillosa puede algamar la fase de subxigante. Toes son estrelles masives con mases entendíes ente 6 y 12 mases solares.
DT Canum Venaticorum
DT Canum Venaticorum (DT CVn / HD 111604 / HR 4875) ye una estrella na constelación del Canes Venatici de magnitú aparente +5,89. Alcuéntrase a 388 años lluz del Sistema Solar.
DT Canum Venaticorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que la so temperatura efectivo ye de 7600 K.
Relluma con una lluminosidá bolométrica 74 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so diámetru angular —envaloráu a partir del so fluxu bolométrico— de 0,274 milisegundos d'arcu, lo que trai un diámetru unes 3,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 196 km/s.
DT Canum Venaticorum ye una estrella Lambda Bootis; esti heteroxeneu grupu ta formáu por estrelles con llinies metáliques débiles qu'amuesen una falta d'elementos pesaos —particularmente del grupu del fierro— cola clara esceición de carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre.
La bayura relativa de fierro en DT Canum Venaticorum ye namá'l 8% de la esistente nel Sol ([Fe/H] = -1,08 ± 0,04) ya igual comportamientu amuesen cromu, magnesiu y siliciu. Otra manera, esiste arriquecimientu de sodiu en rellación al valor solar ([Na/H] = +0,45).
Detectáronse en DT Canum Venaticorum pulsaciones non radiales con una manera d'oscilación alto (m ≈ 20). Les carauterístiques d'estes pulsaciones circunnavegan la estrella cada 0,71 díes.
DT Piscium
DT Piscium (DT Psc / HD 7351 / HR 363 / HIP 5772) ye una estrella variable na constelación de Piscis, visualmente alcontrada ente υ Piscium y τ Piscium. De magnitú aparente media +6,33, alcuéntrase aprosimao a 1000 años lluz del Sistema Solar.
DT Piscium ye una xigante colorada de tipu espectral M2S, esto ye, amuesa carauterístiques tantu d'una estrella M como d'una estrella S.
Ye una estrella fría que la so temperatura efectivo ye de 3600 K.
Con una magnitú bolométrica absoluta de -3,02, la so lluminosidá ye 1380 ~ vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una metalicidá bien asemeyada a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 5% mayor que la de la nuesa estrella.
DT Piscium ye una variable pulsante semirregular SR que'l so rellumu bazcuya 0,08 magnitúes; éstes son xigantes o superxigantes con una periodicidá apreciable, acompañada o atayada por fases irregulares.
Per otra parte, DT Piscium tien una compañera estelar, constituyendo una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 4592,7 díes.
Dubhe
Dubhe (Alfa Ursae Majoris / α UMa / 50 Ursae Majoris) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación del sietestrellu, dempués de Alioth (ε Ursae Majoris). La so magnitú aparente ye +1,79. Ye una de les dos estrelles «apuntadores», xuntu con Merak (β Ursae Majoris), de la «Estrella Polar» (Polaris o α Ursae Minoris) y, poro, del polu norte celeste.
El nome de Dubb, según el más habitual Dubhe, provienen de la palabra árabe pa «osu», "dubb", de la frase ظهر الدب الاكبر, "żahr ad-dubb al-akbar", «el llombu del gran osu». La denominación Dubb apaez per vegada primera nes Tables alfonsíes.
Los chinos conocen a α Urase Majoris por Tien Choo —«el pivós del cielu»— y como Kow Ching.
D'alcuerdu a Al-Biruni, pa los hindúes yera Krata, el «rishi» o «sabiu».
Afirmóse que nel antiguu Exiptu esta estrella yera Ak, el «güeyu» , la estrella más prominente de la constelación, utilizada na alliniación de les parés del Templu de Hathor en Dendera, y el puntu de la orientación de dicha estructura quiciabes enantes del 5100 enantes de Cristu.
Dubhe ye un sistema estelar múltiple nel que sobresal la estrella binaria formada por Dubhe A, xigante mariellu-naranxa de tipu espectral K0III, y Dubhe B, estrella blancu-mariella de secuencia principal. Con una temperatura de 4500 K, Dubhe A ye 300 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so diámetru ye unes 30 vegaes más grande qu'el d'ésti. Pela so parte, Dubhe B relluma con una lluminosidá 15 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La distancia ente dambes ye de 23 UA y el periodu orbital ye de 44 años. Muncho más alloñada, a 8000 UA, alcuéntrase Dubhe C, nana mariella de tipu F8. Daqué más lluminosa que'l Sol —magnitú absoluta +4,22—, tien de la mesma una acompañante que la orbita cada 6 díes.
A 124 años lluz del Sistema Solar, Dubhe nun forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven pel espaciu na mesma dirección. De les estrelles principales del sietestrellu, Dubhe ye la que ta más alloñada, y xuntu a Benetnasch (η Ursae Majoris), mover en dirección opuesta al restu del grupu.
Por cuenta de la precesión de los equinoccios, Dubhe foi la Estrella Polar alredor del añu 5100 e.C., y volverá selo de nuevu en redol al añu 20.500.
Duhr
Duhr (δ Leonis / δ Lleo / 68 Leonis) ye una estrella na constelación de Lleo tamién conocida pol nome de Zosma. De magnitú aparente +2,56, ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación —detrás de Régulu (α Leonis), Denébola (β Leonis) y Algieba (γ Leonis)— y la 97 más brillosa del cielu nocherniegu.
Forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu que comparte un movimientu común al traviés del espaciu.
El nome de Duhr, tamién escritu como Dhur, provién del árabe "Al Thahr al Asad" y significa «el llombu del lleón», en clara referencia a la so posición dientro de la constelación. Zosma o Zozma, l'otru nome habitual de la estrella, ye una palabra persa que'l so significáu ye «faxa» o «taparrabos». Zubra ye otra denominación menos frecuente utilizada pa designar a Delta Leonis.
Xuntu a Chertan (θ Leonis), Duhr formaba'l "Al Kihil al Asad" árabe , «espaciu ente los costazos del lleón», según "Al Haratan", transcrito dacuando como Chortan, y traducíu como los dos pequeñes costielles» o «furacos» enfusando nel interior del lleón.
Duhr ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A4V con una temperatura efectivo de 8350 K. 23 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye'l doble del radiu solar. Tien una alta velocidá de rotación de siquier 180 km/s nel so ecuador -90 vegaes mayor que la del Sol-, con un periodu de rotación de menos de mediu día. A diferencia de la so vecina Denébola y d'otres estrelles asemeyaes, nun se detectó una nube de polvu alredor que pueda rellacionase cola presencia de planetes estrasolares. La so edá ta entendida ente 600 y 750 millones d'años, y calcúlase que nunos 300 o 400 millones d'años va empezar a tresformase nuna xigante naranxa.
Tocantes a la composición química, Duhr esibe una bayura relativa de fierro bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
Sicasí, amuesa un emprobecimientu de bariu y sodiu, más acusáu nel casu d'esti postreru elementu, que la so bayura ye menos d'una tercer parte de la esistente nel Sol.
Piénsase que Duhr pue ser una variable pulsante del tipu Delta Scuti. Alcuéntrase relativamente próxima al Sistema Solar, a 57,7 años lluz de distancia.
DX Cancri
Bien tenue, nun ye visible a simple vista, anque ye una de les estrelles más cercanes al Sol yá que s'atopa a una distancia de 11,8 ± 0,1 años lluz.
DX Cancri ye una nana colorada de clase espectral M6V o M6.5V.
Tien una temperatura efectivo de 2840 K, siendo una de les nanes coloraes más fríes de la nuesa redolada.
La so masa asitiar ente'l 9% y el 10% de la masa del Sol.
El so diámetru apenes supón el 12% del diámetru solar, siendo ésti inclusive menor qu'el de Próxima Centauri o Wolf 359.
La so velocidá de rotación proyeutada, 13 km/s, ye de les más rápides ente les estrelles de la so clase; el so periodu de rotación ye de 0,4 díes (~ 9,6 hores).
Relluma con una lluminosidá equivalente a 12 millonésimes partes de la lluminosidá solar.
DX Cancri ye una estrella acandilante, con cambeos intermitentes nel so rellumu qu'amonten hasta cinco veces el so rellumu inicial.
En 2006 reparóse un espectacular fogaral procedente d'esta estrella.
Les vecines más próximes a DX Cancri son el sistema estelar Procyon (α Canis Minoris), Estrella de Luyten y GJ 1116, toes elles a una distancia entendida ente 5 y 5,7 años lluz.
DX Chamaeleontis
DX Chamaeleontis (DX Cha / HD 104237 / HIP 93449) ye una estrella variable na constelación de Camaleón. De magnitú aparente +6,50, alcontrar a namái 2 minutos d'arcu de ε Chamaeleontis, cola que comparte movimientu propiu.
DX Chamaeleontis ye una estrella Herbig Ae/Be, identificada como tal en 1989. Estes son estrelles pre-secuencia principal que tán contraer enantes d'empezar a fundir la so hidróxenu en heliu; la edá de DX Chamaeleontis envalórase ente 4,5 y 5,5 millones d'años.
De tipu espectral A7IV, tien una temperatura efectivo averada de 6280 K. 
La so masa averada ye de 1,96 mases solares —na llende qu'estrema a les estrelles Herbig Ae/Be de les estrelles T Tauri— y la so lluminosidá actual ye 22,5 vegaes la del Sol.
Con un diámetru 2,64 vegaes más grande qu'el diámetru solar, rota a una velocidá igual o mayor de 150 km/s.
Esiste evidencia de qu'el acrecimientu pue tar dirixíu por canalización magnética dende'l discu.
Anque DX Chamaeleontis nun presenta demasiada variabilidá fotométrica, apocayá foi reconocida como variable Delta Scuti pre-secuencia principal.
La so distancia averada respectu al Sistema Solar ye de 116 pársecs (370 años lluz).
Edasich
Edasich o Ed Asich (ι Draconis / 12 Draconis / HIP 75458) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación de Draco, con magnitú aparente +3,29.
Alcuéntrase a 103 años lluz del Sistema Solar.
El nome de Edasich provién del árabe "Al Ḍhibaʼ" o "Al Dhīḣ" que'l so significáu ye «hiena machu».
En China yera conocida como Tsao Choo, «el pivós esquierdu».
Xuntu a Altais (δ Draconis), π Draconis, ρ Draconis y Alsafi (σ Draconis) formaba Tien Choo, «la cocina celestial».
Edasich ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III y 4490 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá 70 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular —3,73 milisegundos d'arcu— dexa conocer qu'el so diámetru ye 13 vegaes más grande qu'el del Sol.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar ([Fe/H] = +0,16) y —como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada— ye una estrella del discu finu.
Tocantes a el so estáu evolutivu, Edasich posiblemente tea aumentando'l so rellumu como estrella xigante con un nucleu inerte de heliu nel so interior. Siendo'l so metalicidá y masa similares a los del Sol, puede contemplase a Edasich como'l futuru de la nuesa estrella dientro d'unos 6000 millones d'años.
Col tiempu Edasich va perder la mayor parte de la so actual masa per aciu un intensu vientu estelar que va espulsar les sos capes esternes de hidróxenu y heliu al espaciu interestelar, fase que se denomina nebulosa planetaria. La resultancia última va ser una nana blanca de tamañu asemeyáu al de la Tierra.
A pocu más de 4 minutos d'arcu de Edasich puede reparase una tenue estrella (HD 238461) de magnitú +8,78.
De tipu espectral K7, paez nun tar gravitacionalmente xunida a Edasich, coincidiendo a cencielles na mesma llinia de visión.
En 2002 afayóse un planeta estrasolar, llamáu Edasich b, orbitando alredor de Edasich. Muévese nuna órbita bien escéntrica que fai que la separación ente estrella y planeta fluctúe ente 0,39 y 2,1 UA. De masa indeterminao, pero a lo menos 8,8 vegaes la de Xúpiter, puede tratase d'un xigante gaseosu o d'una nana marrón, completando una órbita alredor de la estrella cada 1,4 años. Foi'l primer cuerpu subestelar descubiertu alredor d'una estrella xigante.
EE Leonis
EE Leonis (GJ 402 / HIP 53020 / LHS 294 / Wolf 358) ye una estrella asitiada a 22,2 años lluz del Sistema Solar. Alcontrada na constelación de Lleo, ye davezu conocida tantu pol so denominación de variable (EE Lleo) como pol so númberu de catálogu Gliese (Gliese 402). Los sistemes estelares más próximos a ella son Gliese 393, a 3,43 años lluz, Gliese 408, a 6,26 años lluz, y Gliese 382, a 6,66 años lluz.
EE Leonis ye, como la gran mayoría de les estrelles de la nuesa redolada, una nana colorada de rellumu débil. Con magnitú aparente +11,66, namái ye observable utilizando telescopiu. Pertenez al tipu espectral M5.0V y tien una temperatura efectivo de 3038 K.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Ross 128 o Kruger 60 B.
La so masa equival a una cuarta parte de la masa del Sol y tien un terciu del so diámetru. La so lluminosidá namái supón el 0,091% de la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 2,3 km/s.
Tien un conteníu de metales llixeramente inferior al del Sol, aprosimao'l 87% del mesmu.
EE Leonis ye miembru de la Asociación estelar de AB Doradus, la asociación estelar más cercana a nós. Otros miembros d'esta asociación son AB Doradus —que da nome al grupu— y HD 25457.
EK Cephei
EK Cephei (EK Cep / HD 206821 / HIP 107083) ye una estrella variable na constelación de Cefeo.
De magnitú aparente máxima +7,88, alcuéntrase aprosimao a 530 años lluz del Sistema Solar. 
EK Cephei ye una estrella binaria cercana —la separación ente componentes ye comparable al diámetru de les componentes— que la so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
Ésta tien una temperatura efectivo de 9002 K y una masa de 2,02 mases solares.
Casi 15 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye un 58% más grande qu'el radiu solar.
La componente secundaria tien el 55% de la masa de la so compañera y tien una temperatura de 5604 K.
Ye 1,55 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye un 32% más grande qu'el d'ésti, siendo la so velocidá de rotación de siquier 10,5 km/s.
El sistema tien una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,07) y la so edá envalórase en 25 millones d'años.
El par constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 4,4278 díes.
El so rellumu conxuntu mengua 1,33 magnitúes mientres el eclís principal —cuando la estrella más brillosa y caliente ye clisada pol so acompañante pero apenes 0,07 magnitúes mientres l'eclís secundariu.
EK Comae Berenices
EK Comae Berenices (EK Com / 2MASS J12512144+2713470) ye una estrella variable na constelación de Coma Berenices, afayada por Kinman et al. en 1966.
Alcuéntrase a una incierta distancia del Sistema Solar entendida ente 760 y 850 años lluz.
EK Comae Berenices ye una estrella binaria que les sos componentes tán tan cerca ente sigo que lleguen a tocase, esistiendo tresferencia de masa ente elles.
Constitúi una binaria de contactu con un fondu grau de «sobrecontacto» (33%), siendo'l so tipu espectral cercanu a K0V.
La componente principal tien una temperatura averada de 5150 K y una masa de 0,967 mases solares. Con un diámetru un 7% menor qu'el del Sol, la so lluminosidá equival al 55% de la lluminosidá solar.
La componente secundaria ye más caliente —la so temperatura puede tar en redol a los 5300 K— y tien el 34% de la masa de la so compañera. Tien un radiu de 0,59 radios solares y una cuarta parte de la lluminosidá del Sol.
El periodu orbital del sistema ye de 0,26669 díes (6,40 hores) y la separación ente dambes estrelles ye de namái 1,906 radios solares.
Amás, como suel asoceder nesta clase de binaries, EK Comae Berenices ye una variable eclipsante, al igual que W Ursae Majoris, prototipu del grupu.
Pertenez al subtipo-A —aquelles onde se produz un eclís total— y el so rellumu fluctúa ente magnitú +12,70 y +13,40.
La curva de lluz ye asimétrica por cuenta de la actividá superficial d'una o de los dos componentes; esta característica puede debese a la esistencia d'un llurdiu caliente na componente principal.
EK Draconis
EK Draconis (EK Dra / HD 129333 / GJ 559.1) ye una estrella binaria na constelación de Draco de magnitú aparente +7,61. Alcuéntrase a 111 años lluz de distancia del Sistema Solar.
EK Draconis ta compuesta por una nana mariella de tipu espectral G0V y una compañera de baxa masa. El periodu orbital del sistema ye de 45 ± 5 años, siendo la órbita desaxeradamente escéntrica (ε = 0,8). Les mases respectives son 0,9 mases solares pa la estrella primaria y 0,5 mases solares pa la secundaria. Sicasí, según modelos de evolución estelar, la estrella primaria podría ser llixeramente más masiva qu'el Sol.
La estrella principal, EK Draconis A, tien una temperatura efectivo de 5750 K. El so periodu de rotación de 2,80 díes —compárese colos 26 díes qu'emplega'l Sol en completar una vuelta— indica qu'esencialmente ye una estrella d'edad cero de la secuencia principal (ZAMS). Indiscutiblemente más nuevu que'l Sol, la so edá envalorada varia según la técnica utilizada: 73 ± 9 millones d'años ye la edá llograda por xirocronoloxía, ente que la so edá puede ser de namái 30 - 50 millones d'años d'alcuerdu a modelos de evolución estelar, en concordanza col so conteníu de litiu.
EK Draconis A foi oxetu de numberosos estudios yá que supón una oportunidá de conocer como yera l'actividá magnética del Sol na so infancia. La so fotosfera ye bien paecida a la solar, pero esisten diferencies na cromosfera de dambes estrelles. Catalogada como una variable BY Draconis, la temperatura de les sos manches estelares paez ser namái 500 K menor que la de la fotosfera n'aselu.
Electra (estrella)
Electra (17 Tauri / HD 23302 / HR 1142) ye una estrella que forma parte del cúmulu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +3,72 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Ye la tercer estrella más brillosa de les Pléyades, dempués d'Alcíone (25 Tauri) y Atles (27 Tauri). Electra ye'l nome d'una de los siete fíes mítiques d'Atles y Pléyone.
Electra ye una estrella xigante blancu-azulada de tipu espectral B6IIIe. Irradia 1225 vegaes más enerxía qu'el Sol dende la so caliente superficie a 14.000 K de temperatura. Con un radiu 6 vegaes mayor qu'el radiu solar, ye una de los cuatro xigantes del cúmulu y, como tal, ye una estrella qu'empezó a espandise n'escosando la so hidróxenu internu.
Electra xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 170 km/s —siendo ésti una llende inferior—, completando un xiru en menos de 1,75 díes. Al igual qu'otres estrelles de les Pléyades, tópase arrodiada por un discu ecuatorial de materia espulsada, lo que la convierte nuna estrella Be. La so masa envalorada ye de 5 mases solares y la so edá cifrar nunos 130 millones d'años.
A partir del so espectru —darréu confirmáu por tapecimientu llunar— sábese que Electra ye una estrella binaria cercana. La so compañera, probablemente una estrella blanca de la secuencia principal, orbita a 0,8 UA de la xigante azul con un periodu de 100,46 díes. 
El ámbare foi llamáu na Grecia antigua col nome de "electrón" en referencia a la estrella Electra, una y bones la lluz templao qu'emite esta estrella recordaba al ámbare. Darréu l'ámbare (en griegu "electrón"), que tien propiedaes de polaridá, dio nome a la palabra electricidá. 
Elnath
Elnath (Beta Tauri / β Tau / 112 Tau) ye una estrella asitiada na constelación de Tauru. El so nome, escritu dacuando como Al Nath y Alnath, provién del árabe النطح "an-naţħ" y significa «el que da cornaes». De magnitú aparente +1,68, ye, tres Aldebarán (α Tauri), la segunda estrella más brillosa de la constelación. Al atopase na llende ente Taurus —onde ocupa l'estremu d'unu de los cuernos del toru»— y Auriga —onde ocupa'l pie derechu del cocheru»— tamién tien la designación de Bayer de Gamma Aurigae, anque ye utilizada bien raramente. Alcuéntrase namái 3 graos al oeste del anticentro galácticu, el puntu opuestu al centru de la Vía Lláctea asitiáu na constelación de Saxitariu.
A 131 años lluz de distancia del Sistema Solar, Elnath ye una xigante azul caliente de 13.600 K de temperatura superficial y tipu espectral B7III.
La so lluminosidá —incluyida la radiación ultravioleta emitida— ye 700 vegaes mayor que la solar.
El so radiu ye 4,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y tien una masa 4,5 vegaes mayor que la del Sol.
Como otres estrelles de la so clase, Elnath ye químicamente peculiar y paez ser una estrella de mercuriu-manganesu, grupu d'estrelles que'l so arquetipu ye Alpheratz (α Andromedae). Asina, mientres el conteníu de manganesu ye 25 vegaes percima de la solar, los conteníos en calciu y magnesiu son namái un octavu de los atopaos nel Sol. 
EM Carinae
EM Carinae (EM Car / HD 97484 / SAO 251312) ye una estrella variable de magnitú aparente media +8,52.
Alcuéntrase aprosimao a 7100 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Carina.
EM Carinae ye una binaria eclipsante qu'en 1924 foi reconocida como tal por Ejnar Hertzsprung.
Los dos componentes del sistema son estrelles bien calientes y masives, dambes de tipu espectral O8V y 34.000 K de temperatura efectivo.
Anque bien asemeyaos, nun son idéntiques; la componente principal ye más masiva y más grande, con una masa de 23,3 mases solares y un radiu 9,35 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 150 km/s.
La componente secundaria tien una masa equivalente a 21,8 soles y ye 8,41 vegaes más grande qu'ésti. Rota a una velocidá de siquier 130 km/s.
La edá del sistema envalórase ente 4 y 5 millones d'años.
El periodu orbital del sistema ye de 3,4143 díes. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,27 magnitúes cuando la estrella más pequeña —79.500 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la estrella más grande, que la so lluminosidá ye 100.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,16 UA, siendo la escentricidá y = 0,012.
EN Aquarii
EN Aquarii (EN Aqr / 3 Aquarii) ye una estrella de magnitú aparente +4,48 encuadrada na constelación d'Acuariu.
Alcordar al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 586 años lluz del Sistema Solar.
EN Aquarii ye una xigante colorada de tipu espectral M3III.
La so temperatura superficial ye de 3835 ± 62 K y relluma con una lluminosidá 1840 vegaes superior a la lluminosidá solar. Una cantidá importante de la so radiación ye emitida como lluz infrabermeyo; por ello, en banda K —nel infrarroxu cercanu—, la so lluminosidá equival a la de 8800 soles.
La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K, considerando'l escurecimientu de llimbu, ye de 5,60 ± 0,70 milisegundos d'arcu.
Dichu valor, una vegada conocida la distancia a la que s'atopa, dexa calcular el so diámetru real, resultando ser ésti unes 108 vegaes más grande qu'el del Sol.
Como munches otres xigantes coloraes, EN Aquarii ye una estrella variable.
Ta catalogada como variable irregular de tipu LB —como Menkar (α Ceti), ψ Virginis o Hydor (λ Aquarii), ésta última tamién n'Acuariu—, siendo la so variación de rellumu de 0,06 magnitúes.
Anque nun esiste un únicu periodu definíu, el so fotometría al llargu plazu varia d'alcuerdu a múltiples periodos d'alcuerdu a la tabla siguiente:
Enif
Enif (ε Pegasi / ε Peg / 8 Pegasi) ye la estrella más brillosa de la constelación de Pegasu con magnitú aparente +2,38.
El nome Enif, según les sos distintes variantes Enf y Enir, provienen de la palabra árabe "al-anf", «la ñariz», pola so posición nel focico del caballu aláu.
Fum al Faras, «la boca del caballu», y Al Jahfalah, «el llabiu», fueron otros nomes que recibió esta estrella. 
Xuntu a Baham (θ Pegasi) y Sadalmelik (α Aquarii) constitúi la vigesimotercera constelación china, Goei o Wēi, «El Peligru».
A una distancia averada de 670 años lluz, Enif ye una superxigante naranxa de tipu espectral K2Ib nes etapes finales de la so evolución estelar y, como tal, puede considerase una estrella que ta morriendo.
Probablemente namá-y queden unos pocos millones d'años, y puede rematar los sos díes esplotando como una supernova o convirtiéndose nuna nana blanca del raru tipu neón-oxíxenu.
Como superxigante que ye, la so lluminosidá equival a 6700 soles y el so radiu ye aprosimao 150 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa averada d'unes 10 mases solares.
Paez tar rellacionada con otros dos superxigantes, Sadalmelik (α Aquarii) y Sadalsuud (β Aquarii), que la so lluminosidá y distancia son similares. Piénsase que los trés estrelles pueden nacer nun mesmu grupu que col tiempu foise disgregando.
EP Vulpeculae
EP Vulpeculae (EP Vul / CGCS 6805 / TYC 2138-692-1) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula.
Les sos fluctuaciones de rellumu son irregulares, variando la so magnitú aparente ente +11,0 y +14,7.
La so distancia al Sistema Solar ye de 510 pársecs (1690 años lluz).
EP Vulpeculae ye una estrella S de tipu espectral S6,5-S8,7, una xigante colorada similar a les de tipu M pero en que'l so espectru los óxidos dominantes son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica.
Esta clase d'estrelles caracterizar pola perda de masa estelar, que nel casu de EP Vulpeculae envalórase en 2 × 10 mases solares per añu.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 2400 K y el so diámetru ye 380 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so lluminosidá bolométrica ye 4000 vegaes mayor que la del Sol.
EP Vulpeculae ye una estrella S «intrínseca» —los elementos del procesu-s y el carbonu formáronse na mesma estrella—, lo que vien acotáu pola presencia de tecneciu na so atmósfera.
La so bayura relativa de fierro ye considerablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,52) ente que la so rellación [Zr/Ti] —propuesta pa la clasificación de les estrelles S— ye de 0,80.
Al igual qu'otres estrelles S como R Geminorum o W Aquilae, amuesa emisión máser de SiO.
Épsilon Andromedae
Épsilon Andromedae (ε And / 30 Andromedae / HD 3546) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +4,34. Alcuéntrase a 169 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Andromedae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4930 K. De color y temperatura similar a estrelles como Vindemiatrix (ε Virginis), Nekkar (β Bootis) o ζ Cygni, la so lluminosidá ye inferior a cualesquier d'elles, anque ye 52 vegaes más lluminosa qu'el Sol. La midida del so diámetru angular conduz a un radiu casi diez veces mayor qu'el radiu solar. La so edá ye de namái 650 millones d'años, pero con una masa de 2,4 mases solares, evoluciona con muncha mayor rapidez que'l Sol. A diferencia d'ésti, en que'l so nucleu'l hidróxenu tresformar en heliu, en Épsilon Andromedae ye l'heliu'l que, per aciu fusión nuclear, tresformar en carbonu y oxíxenu. 
Alloñar bien apriesa de la Tierra a una velocidá relativa de 118 km/s, Épsilon Andromedae mover nuna órbita bien escéntrica alredor del centru de la galaxa. Ye una visitante ocasional que dende'l centru galácticu traviesa la rexón onde se topa'l Sistema Solar pa dirixise escontra les contornes de la Vía Lláctea.
Épsilon Apodis
Épsilon Apodis (ε Aps / HD 124771 / HR 5336) ye una estrella na constelación austral de Apus, el ave del paraísu.
Con magnitú aparente +5,05, ye la séptima estrella más brillosa na constelación.
Alcuéntrase a 638 años lluz del Sistema Solar, acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos. 
Ye miembru del Cinturón de Gould, aníu parcial d'estrelles d'unos 3.000 años lluz de diámetru nuna zona asitiada ente 16 y 20 graos respeutu al planu galácticu de la Vía Lláctea; γ Velorum y Saiph (κ Orionis) son dos brillosos estrelles que formen parte d'esta petrina.
Épsilon Apodis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B4V.
Tien una temperatura superficial de 17.050 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía radiada como lluz ultravioleta— 1614 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien una masa envalorada de 6,15 ± 0,71 mases solares.
El so radiu ye 3,9 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 22,1 km/s.
Amuesa una metalicidá comparable a la solar.
Épsilon Apodis ye una estrella Be y ta catalogada como variable Gamma Cassiopeiae, siendo'l prototipu d'esta clase γ Cassiopeiae.
Épsilon Aquilae
Épsilon Aquilae (ε Aql / ε Aquilae / 13 Aquilae) ye una estrella de magnitú aparente +4,02 asitiada na constelación del Águila. Recibe'l nome tradicional de Deneb el Okab, proveniente del árabe ذنب العقاب "ðanab al-uqāb", «la cola del ferre», que comparte con ζ Aquilae. Cola mesma estrella tien de mancomún los nomes de Woo y Yuë, procedentes del chinu mandarín 吳 "wú", antiguu estáu cerca de la provincia de Jiangsu, y 粵 "yuè", antiguu estáu cerca de la provincia de Guangdong.
Épsilon Aquilae ye un sistema estelar a 154 años lluz que la so estrella principal ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III. Con una temperatura de 4700 K, ye 66 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu, 10 vegaes mayor qu'el radiu solar y comparable al de Pólux (β Geminorum), nun ye grande pa una estrella xigante.
Épsilon Aquilae ye rica en cianóxenu y ta considerada una estrella de bariu bien leve. Éstes son estrelles binaries onde la bayura de bariu provién de la perda de masa d'una compañera güei convertida nuna nana blanca. Épsilon Aquilae tien efectivamente una acompañante, de la que nada se sabe, sacantes el so periodu orbital ye de 1270 díes. 
Una tercer estrella de décima magnitú, visualmente a 145 segundos d'arcu, puede acompañar al sistema a una distancia de siquier 3700 UA.
Épsilon Arae
Épsilon Arae (ε Ara) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Ara:
Épsilon Arietis
Épsilon Arietis (ε Arietis / ε Ari / 48 Arietis) ye un sistema estelar na constelación d'Aries —el carneru— asitiáu a 342 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Apodera'l sistema una binaria que les sos dos componentes son estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Bien asemeyaes, anque non idéntiques, les sos magnitúes aparentes respectives son +5,17 y +5,57.
La duplicidá de Épsilon Arietis afayóse por Otto Wilhelm von Struve en 1827.
La estrella primaria (Épsilon Arietis A / HD 18520 / HR 888) relluma con una lluminosidá 80 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 3,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa averada de 2,7 mases solares.
El so acompañante (Épsilon Arietis B / HD 18520 / HR 887) tien una lluminosidá 55 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 3 vegaes más grande qu'el del Sol, tien una masa de 2,5 mases solares.
Dambes tienen una temperatura efectivo averada de 9100 K.
La separación visual ente dambes estrelles ye anguaño de 1,5 segundos d'arcu.
Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos —el movimientu relativu de los dos componentes suxure un periodu orbital de 1216 años— y la distancia media ente elles ye de 228 UA.
Completa'l sistema una tercer estrella, denominada Épsilon Arietis C (BD+20 484C), separada de la binaria siquier 15.000 UA.
La so magnitú aparente +12,7 correspuende a una nana naranxa de tipu K7 y emplegaría más de 800.000 años en completar una vuelta en redol a la binaria.
Épsilon Canis Minoris
Épsilon Canis Minoris (ε CMi / 2 Canis Minoris) ye una estrella na constelación del Can Menor.
Con magnitú aparente +4,99, ye la sesta estrella más brillosa na constelación dempués de Procyon (α Canis Minoris), Gomeisa (β Canis Minoris), γ Canis Minoris, HD 66141 y 6 Canis Minoris.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos del satélite Hipparcos, el paralax de Épsilon Canis Minoris ye de 3,13 ± 0,30 milisegundos d'arcu, lo qu'implica que s'atopa a una distancia averada de 1040 años lluz (319 pársecs) respectu al Sistema Solar.
Per otra parte, forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu que comparte un movimientu común al traviés del espaciu.
Épsilon Canis Minoris ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G6.5IIb.
Tien una temperatura efectivo de 4911 K y la so lluminosidá bolométrica ye 1174 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,2 km/s.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar nun 28% ([Fe/H] = -0,14).
La so masa ye ente 4,8 y 6,3 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 90 millones d'años.
Los espectros de les estrelles d'esti grupu amuesen escesu d'elementos xeneraos per mediu del «procesu-s» y caracterícense pola presencia de bariu ionizado.
Coles mesmes, piénsase que toles estrelles de bariu son binaries, tando acompañaes —como tamién paez ser el casu de Épsilon Canis Minoris— por una nana blanca.
Épsilon Capricorni
Épsilon Capricorni (ε Cap) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,50.
Dacuando ye conocida col nome de Capa, «campamentu militar» en llatín.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 1055 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Épsilon Capricorni ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V:p que, al igual que nuesu Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear del hidróxenu.
La so superficie tien una temperatura d'aprosimao 19.350 K —midida que se ve afectada pol escurecimientu gravitatoriu— y relluma con una lluminosidá 2750 vegaes mayor que la lluminosidá solar. 
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 203 ± 8 km/s.
Amuesa una metalicidá equiparable a la solar ([Fe/H] = -0,08).
Considerablemente más masiva que'l Sol, envalórase que tien una masa ente 7,0 y 8,8 mases solares.
Épsilon Capricorni una «estrella con envoltura» —como φ Persei o 48 Librae—, arrodiada por un aníu o envoltura gaseosa.
Coles mesmes, piénsase que ye una estrella binaria; la estrella acompañante ta separada visualmente namái 0,005 segundos d'arcu al respective de la estrella principal.
Epsilon Cassiopeiae
Epsilon Cassiopeiae (ε Cas / ε Cassiopeiae) ye un sistema estelar na constelación de Casiopea. Alcuéntrase a aprosimao 441 años lluz de la Tierra. Tradicionalmente recibió'l nome de Segin. Unu de los nomes que la NASA asigna a esta estrella ye Navi, n'honor al astronauta Virgil Ivan "Gus" Grissom, unu de los trés astronautes que morrieron nel accidente del Apolo 1.
Ye una xigante azul-blanca tipu B con una lluminosidá 720 vegaes mayor qu'el Sol. Tien una magnitú aparente de +3,38.
Épsilon Centauri
Épsilon Centauri (ε Cen / HD 118716 / HR 5132) ye una estrella de magnitú aparente +2,29 asitiada na constelación de Centaurus. Tien el nome, pocu utilizáu, de Birdun, que'l so orixe ye árabe y significa «caballu de carga».
Épsilon Centauri ye una estrella azul caliente de tipu espectral B1 con una temperatura superficial de 23.900 K. Nun esiste unanimidá tocantes a si ye una estrella xigante, subxigante o de la secuencia principal. La so lluminosidá —teniendo en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta— ye de 11.400 soles, siendo'l so radiu 6,25 vegaes más grande qu'el del Sol. Amuesa una alta velocidá de rotación de siquier 114 km/s, emplegando menos de 2,7 díes en completar una vuelta. Tien una masa 11 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en menos de 10 millones d'años.
Épsilon Centauri ye una variable Beta Cephei que'l so rellumu apenes varia dos centésimes de magnitú ente +2,29 y +2,31 en múltiples periodos de 0,170, 0,177, 0,210 y 0,191 díes. Una estrella de magnitú 13 visualmente a 39 segundos d'arcu pue ser una compañera real —pol so rellumu sería una nana naranxa de tipu K6— o a cencielles una estrella na mesma llinia de visión. Nel casu de qu'esista una rellación física ente dambes, la separación proyeutada, 4500 UA, implica un periodu orbital de siquier 89.000 años.
Épsilon Cephei
Épsilon Cephei (ε Cep / 23 Cephei / HD 211336) ye una estrella de magnitú aparente +4,18 na constelación de Cepheus. Recibe'l nome, pocu utilizáu, de Phicares, un antiguu nome feniciu pa la constelación de Cepheus que significa «el que priende fueu». Alcuéntrase a 84 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Cephei ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F0 catalogada como subxigante, magar la so lluminosidá 11 vegaes mayor que la del Sol correspuéndese meyor con una estrella de la secuencia principal. La so temperatura superficial ye de 7330 K, con un radiu'l doble del radiu solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 90 km/s, lo que la lleva a completar un xiru en pocu más d'un día. La so edá envalorada ye d'unos 1000 millones d'años.
Épsilon Cephei ye una estrella variable Delta Scuti. Éstes son variables que presenten cambeos nel so rellumu por cuenta de pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie, y pueden considerase cefeides de baxa masa. El rellumu de Épsilon Cephei fluctúa ente +4,15 y +4,21 nun periodu de 1,0 hores, y sobrepuestu a él esiste un segundu periodu de 1,6 hores.
Épsilon Coronae Australis
Épsilon Coronae Australis (ε CrA / HD 175813 / HR 7152) ye una estrella de magnitú aparente +4,83 na constelación de Corona Austral. Alcuéntrase a 98 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Épsilon Coronae Australis ye una estrella binaria, pero que les sos componentes tán tan cerca la una de la otra qu'esiste tresferencia de masa ente elles, denominándose a estes estrelles binaria de contactu binaries de contactu. Como casi toes elles, ye una variable eclipsante del tipu W Ursae Majoris, que'l so rellumu varia 0,25 magnitúes nun periodu de 7 hores, d'alcuerdu a dos eclises bien similares que tienen llugar mientres el so periodu orbital de 0,5914 díes.
Dixebraes apenes 0,017 UA, los dos componentes del sistema tienen radios de 2,2 y 0,85 radios solares y mases de 1,72 y 0,22 mases solares. La rellación ente la mases de dambes estrelles ye una de los menores pa esti tipu de variables. A pesar d'esta diferencia de mases, la temperatura de les dos estrelles ye similar —unos 7000 K—, una y bones la estrella más masiva suministra enerxía a la otra. Les estrelles xiren tan rápido que xeneren una gran actividá magnética, amosando manches escures na so superficie, que al entrar y salir del campu de visión contribúin a la variación nel so rellumu.
Épsilon Coronae Borealis
Épsilon Coronae Borealis (ε CrB / 13 Coronae Borealis / HD 143107) ye una estrella na constelación de Corona Boreal.
De magnitú aparente +4,13, ta asitiada a 221 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Coronae Borealis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III y 4353 K de temperatura efectivo.
Ye 156 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 22 vegaes más grande qu'el diámetru solar, equivalente a 0,10 UA.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s, polo que el so periodu de rotación pue ser d'hasta 275 díes.
Al igual qu'otres xigantes análogues, funde heliu en carbonu y oxíxenu.
Nestes estrelles la masa ye malo de determinar, envalorándose la de Épsilon Coronae Borealis en 2,5 mases solares.
Épsilon Coronae Borealis tien una compañera estelar visualmente a dos segundos d'arcu.
De magnitú +12,6, ye una nana naranxa de tipu K3V - K9V.
La separación real ente dambes estrelles ye de más de 135 UA y, asumiendo una masa de 0,55 mases solares pa esta tenue acompañante, emplegaría siquier 900 años en completar una órbita.
Épsilon Equulei
Épsilon Equulei (ε Equ / 1 Equulei) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,23 na constelación de Equuleus.
Alcuéntrase a 176 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Los dos estrelles más brilloses de Épsilon Equulei, denominaes Épsilon Equulei A y B, son subxigantes de tipu espectral F5IV y F7IV respectivamente.
La primera tien una temperatura superficial averada de 6500 K y la so lluminosidá ye 11,1 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa un 60% mayor que la del Sol.
La velocidá de rotación proyeutada midida nel sistema —42 km/s— probablemente correspuende a esta estrella.
Pela so parte, Épsilon Equulei B tien una temperatura de 6300 K y ye 7,8 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol y puede tener una masa averada de 1,55 mases solares.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 101,5 años.
Anque la separación media ente les dos estrelles ye de 35 UA, la órbita ye notablemente escéntrica polo que la separación ente dambes varia ente 10 y 60 UA.
El postreru periastru foi en 1920 y el próximu va tener llugar en 2121.
A lo último, piénsase que la Épsilon Equulei A pue ser, de la mesma, una binaria espectroscópica.
Aprosimao a 10 segundos d'arcu del par AB puede reparase una estrella, denominada Épsilon Equulei C (HIP 103571 / BD+03 4473C), de magnitú 7,3.
Ye una estrella de tipu G0V que la so separación cola binaria ye igual o mayor de 665 UA, implicando un periodu orbital de más de 7500 años.
Una quinta estrella, Épsilon Equulei D (BD+03 4473D), completa'l sistema estelar.
Épsilon Eridani
Épsilon Eridani ye una estrella de la constelación d'Eridanus. Ta asitiada a unos 10,5 años lluz de la Tierra, siendo una de les más próximes al Sistema Solar y la cuarta más próxima visible a güeyu. Ye una estrella de la secuencia principal, de tipu espectral K2, bien paecida al Sol, con una masa de 0,83 mases solares, un radiu de 0,895 radios solares y una lluminosidá estelar de 0,28 vegaes la solar.
El so espectro ópticu ye bien variable, con munches llinies espectrales d'emisión. Tien un campu magnéticu bien fuerte que xira aprosimao cada 11 díes. El so periodu de rotación ye de 12 díes. La razón pa tou ello ye la so mocedá: tien namái 600 millones d'años cuando'l nuesu Sol tien 4600 millones.
Tien un planeta estrasolar que orbita al so alredor, Épsilon Eridani b, afayáu en 2000 por un equipu d'astrónomos empobináu por Artie Hatzes. 
Tien una masa de 1,2 ± 0,33 la de Xúpiter y ta a una distancia de 3,3 UA de la so estrella. Otru observadores, incluyendo Geoffrey Marcy riquieron más información sobre'l efectu Doppler producíu pol planeta sobre la estrella, al producir un campu magnéticu grande y que variaba. La so esistencia fuera abarruntada primeramente por un equipu canadiense conducíu por Bruce Campbell y Walker Gordon a empiezos de la década de 1990. Apocayá, en 2006, foi confirmada la so esistencia pol Telescopiu Hubble. Na so órbita emplega 6,9 años y xira con una órbita bien escéntrica de y=0,702 que-y fai averar se a la estrella hasta 1,01 UA cosa qu'asocedió en 2007, cuando s'esperaba que'l telescopiu Hubble fotografiar, y allóñase hasta 5,77 UA.
Tien dos nubes de polvu, afayaes en 1988 y 2004, a una distancia similar a la del cinturón d'asteroides y del cinturón de Kuiper del Sistema Solar, tán nel mesmu planu que Épsilon Eridani b polo que se diz que Hubble confirmó que los planetes formar del discu de polvu. Les perturbaciones na nube faen abarruntar la esistencia d'otros nuevos planetes Épsilon Eridani c y Épsilon Endriani y de masa 0,1 masa de Jupiter y que orbitan a 40 UA y 25 UA respectivamente pero qu'hasta la fecha nun fueron confirmaos.
Épsilon Eridani foi la estrella más cercana conocida a la Tierra con un planeta orbitando, hasta que n'ochobre de 2012 el ESO anunció l'afayu de Alfa Centauri Bb.
que.
Épsilon Fornacis
Épsilon Fornacis (ε For / HD 18907 / HR 914 / HIP 14086) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
De magnitú aparente +5,85, alcuéntrase a 99 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Épsilon Fornacis ye una subxigante mariella de tipu espectral G5IV con una temperatura efectivo de 5091 K.
Relluma con una lluminosidá 4,4 vegaes mayor que la del Sol, comparable a la de β Hydri, subxigante mariella como ella pero asitiada a una alloña cuatro veces menor.
Tien un radiu 2,45 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,7 km/s.
La so cinemática indica que, a diferencia del Sol, ye una antigua estrella del discu gruesu que la so edá puede averase a los 10.700 millones d'años, más del doble de la del Sol —aprosimao 4600 millones d'años—.
Como cabo esperar nuna estrella tan antigua, Épsilon Fornacis tien una metalicidá claramente inferior a la solar, siendo'l so conteníu relativo de fierro un 25% del esistente nel Sol.
Presenta un emprobecimientu similar en sodiu y níquel, nun siendo tan acusáu para siliciu y titaniu.
La so masa, menor que la del Sol, ye igual a 0,93 mases solares.
Épsilon Gruis
Épsilon Gruis (ε Gruis) ye una estrella de magnitú aparente +3,49. Ye la cuarta más brillosa na constelación de Grus, la grulla, dempués de Al Nair (α Gruis), β Gruis y Aldhanab (γ Gruis).
Alcuéntrase a 129 años lluz del Sistema Solar. 
Épsilon Gruis ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IVn con una temperatura efectivo de 8137 K.
El so diámetru angular envaloráu, 1,09 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 4,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 270 km/s, 135 vegaes más apriesa que'l Sol.
D'alcuerdu a la so posición nel diagrama de Hertzsprung-Russell, tien una edá de 600 millones d'años.
Como otres estrelles de tipu A —Vega (α Lyrae) y Denébola (β Leonis) son conocíos exemplos—, tópase arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Épsilon Gruis probablemente ye una binaria espectroscópica, onde la compañera puede ser una estrella de tipu espectral tardíu moderadamente activa.
Una fonte tenue de rayos X detectada cerca de la posición óptica de la estrella puede provenir de felicidá acompañante.
Tamién se reparó una erupción o fogaral que, d'alcuerdu a los modelos, correspuende a afigura calecíu a 15 millones K.
Per otra parte, nun se detectó nengún campu magnéticu significativu.
Épsilon Herculis
Épsilon Herculis (ε Her / 58 Herculis / HD 153808) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,91. Alcuéntrase a 163 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como una estrella blanca de tipu espectral A0V, Épsilon Herculis ye una binaria espectroscópica —una estrella binaria que les sos componentes nun pueden ser resueltes ópticamente— con un periodu orbital de 4,0235 díes.
El sistema foi clasificáu como A0 + A2. Sicasí, mientres la temperatura de la componente primaria, 10.435 K, ye normal pa la so clase, la temperatura de la secundaria, 10.200 K, ye demasiáu alta pa una estrella A2. Probablemente les dos estrelles sían prácticamente iguales, caúna d'elles con una masa de 2,5 mases solares. 
D'alcuerdu a estes mases y al periodu orbital reparáu, la separación ente los dos componentes ye de namái 0,085 UA —un 20% de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol—, siendo la órbita prácticamente circular.
La so lluminosidá conxunta ye 72 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Según dellos autores, Épsilon Herculis ye una estrella Lambda Bootis; esta clase d'estrelles, que la so naturaleza nun ye bien conocida, amuesa una falta d'elementos pesaos cola clara esceición de carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre.
Épsilon Hydrae
Épsilon Hydrae (ε Hya / 11 Hydrae) ye un sistema estelar múltiple na constelación d'Hidra de magnitú aparente +3,38. Alcuéntrase a 135 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los dos componentes principales de Épsilon Hydrae, dixebraes tan solo 0,2 segundos d'arcu, son una estrella xigante mariella de tipu espectral G5III y una subxigante blanca de tipu A5IV. La primera, de magnitú +3,8, tien una temperatura efectivo de 4900 K y ye 57 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ente que la estrella blanca, de magnitú +4,7, tien una temperatura de 7700 K y ye 17 vegaes más lluminosa que'l Sol. La distancia real ente les dos estrelles bazcuya ente 3,6 y 17,4 UA por cuenta de la notable escentricidá de la órbita, siendo'l periodu orbital de 15,05 años.
A 4,5 segundos d'arcu del par interior puede reparase una tercera componente, denominada Épsilon Hydrae C.
Ye una nana blancu-mariella de tipu F5V con una temperatura de 6600 K y una lluminosidá 2,5 vegaes superior a la del Sol.
Emplega 900 años en completar una vuelta en redol a les otres dos estrelles, de les que s'atopa dixebrada d'unes 190 UA.
De la mesma ye una estrella binaria que les sos componentes tán bien próximes ente sí —0,09 UA— y completen una órbita cada 9,9 díes.
Visualmente a 19 segundos d'arcu, completa'l sistema una estrella tenue de magnitú 10, probablemente una nana colorada.
Épsilon Hydrae ta catalogada como una variable BY Draconis, con una variación nel so rellumu de 0,04 magnitúes.
Épsilon Indi
Épsilon Indi (ε Ind) ye una estrella allugada na pequeña constelación d'Indus (l'indiu) cerca de la Pequena Nube de Magallanes. De magnitú aparente +4,69, ye la sesta estrella más brillosa de la so constelación.
Asitiada a 11,8 años lluz de distancia de la Tierra, ye una de les 20 estrelles más cercanes al Sistema Solar. Piénsase que forma parte d'una asociación estelar que lleva'l so nome y qu'inclúi siquier 16 estrelles.
Épsilon Indi ye un sistema binariu, que la so componente principal, Épsilon Indi A, ye una nana naranxa de tipu espectral K5V.
Épsilon Indi A tien una temperatura efectivo de 4620 K y la so lluminosidá equival a un 22% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 25% más pequeñu qu'el radiu solar y, al igual que'l Sol, presenta actividá cromosférica.
Tien un periodu de rotación de 23 díes, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 0,7 km/s; el so exa de rotación ta inclináu 26º respectu al planu del cielu.
La so masa ye aprosimao igual al 70% de la masa solar y ye considerada una estrella del discu finu.
Amuesa una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,20).
Siliciu, calciu, cromu y sodiu son igualmente menos abondosos que na nuesa estrella, ente que los conteníos de titaniu y vanadiu son más elevaos ([V/H] = +0,36).
En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'una nana marrón, Épsilon Indi B, a una distancia de siquier 1500 UA de la estrella principal.
Foi descubierta gracies al rápidu movimientu propiu nel cielu que tien esti sistema estelar: en 400 años mueve una distancia igual al tamañu de la Lluna, lo qu'indicaba que taba bien carca a nós. Pa esti descubrimientu los astrónomos combinaron imaxes fotográfiques digitalizaes d'archivu, comparándoles con imaxes recién del catálogu Two Micron All Sky Survey (2MASS). La confirmación realizar cola cámara infrarroxa SOFI del telescopiu de 3,6m New Technology Telescope (NTT) del ESO, nel Observatoriu de La Siella (Chile).
Épsilon Indi B tien una masa ente 40 y 60 vegaes la masa de Xúpiter y una lluminosidá de namái un 0,002% de la lluminosidá solar.
Meses dempués del so descubrimientu, afayóse que Épsilon Indi B ye de la mesma un sistema binariu compuestu por dos nanes marrones, dixebraes ente sí 2,1 UA. La más masiva d'elles, Épsilon Indi Ba, ta clasificada de tipu espectral T1, ente que Épsilon Indi Bb ta clasificada de tipu T6. Les sos mases respectives son 47 y 28 vegaes mayores que la masa de Xúpiter y les sos temperatures envalórase en 1250 y 850 K.
Épsilon Leporis
Épsilon Leporis (ε Lep / 2 Leporis / HD 32887 / HR 1654) ye una estrella na constelación de Lepus, la llebre, dacuando conocida col nome de Sasin. 
De magnitú aparente +3,19, ye la tercera más brillosa nesta constelación dempués de Arneb (α Leporis) y Nihal (β Leporis).
Alcuéntrase a 213 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Épsilon Leporis ye una de les abondoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, ente les cualos destaquen Arturu (α Bootis) y Pólux (β Geminorum) por ser les más brilloses. De tipu espectral K4III, Épsilon Leporis tien una temperatura efectivo de 4131 K.
El so radiu ye 40 vegaes más grande qu'el radiu solar y si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta casi la metá de la órbita de Mercuriu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,3 km/s, implicando qu'el so periodu de rotación puede durar hasta 1,3 años.
Épsilon Leporis tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la solar; el so conteníu relativo de fierro ye un 81% del esistente nel Sol.
Épsilon Librae
Épsilon Librae (ε Lib / 31 Librae / HD 137052 / HR 5723) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,93 asitiáu na constelación de Llibra.
Alcuéntrase a 106 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Librae ye una binaria espectroscópica que la so componente primaria ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F4V, enantes catalogada como subxigante de tipu F5IV.
Con una temperatura efectivo de 6441 K, relluma con una lluminosidá 9 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so masa, envalorada a partir d'isocrones, pue ser aprosimao un 60% mayor que la masa solar.
El periodu orbital del sistema ye de 226,95 díes y la órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,68).
La metalicidá del sistema —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye asemeyáu a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] entendíu ente -0,07 y +0,09, variando dicha cifra en función de la fonte consultada.
Diversos elementos evaluaos presenten niveles comparables a les solares. Namái cinc y aluminiu son daqué menos abondosos que na nuesa estrella, ente que la bayura relativa de europiu, elementu representativu del llamáu «procesu-r» —pol que se formen elementos pesaos pola rápida captura de neutrones—, ye bien paecida a la del Sol.
Épsilon Lupi
Épsilon Lupi (ε Lup / HD 136504) ye una estrella na constelación de Lupus, la quinta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +3,37. Alcuéntrase a 506 años lluz del Sistema Solar y, al igual que α Lupi, β Lupi o η Lupi, forma parte del grupu Centaurus Superior-Lupus (UCL), dientro de la gran asociación de Scorpius-Centaurus.
Épsilon Lupi ye una sistema estelar formáu por trés distintes estrelles. Dos d'elles puédense resolver visualmente, anque la so separación ye d'apenes 0,3 segundos d'arcu (1992).
El tipu espectral conxuntu del par ye B2IV-V, siendo la diferencia de rellumu ente los dos componentes de 1,5 magnitúes.
De la mesma, la componente principal ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 4,56 díes.
La tercer estrella completa una órbita en redol a la binaria espectroscópica cada 322 años.
La lluminosidá del sistema ye 4100 vegaes mayor que la del Sol y la midida de la velocidá de rotación proyeutada da un valor de 41 km/s.
Los trés estrelles tienen mases asemeyaes, entendíes ente 7 y 8,5 mases solares.
Una estrella de magnitú 9, visualmente a 27 segundos d'arcu, probablemente nun ye una compañera real y a cencielles alcuéntrase na mesma llinia de visión.
Épsilon Monocerotis
Épsilon Monocerotis (ε Mon / 8 Monocerotis) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +4,39. Alcuéntrase a 128 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Monocerotis ye una estrella doble que les sos componentes topar separaes 12,1 segundos d'arcu. La componente principal, Épsilon Monocerotis A (HD 44769 / HR 2298), ta catalogada como una subxigante blanca de tipu espectral A5IV. Tien una temperatura de 8300 K y ye 20 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Los sos parámetros de radiu y masa —respectivamente 2,2 y 1,9 vegaes mayores que los del Sol—, amuesen qu'en realidá ye una estrella de la secuencia principal y non una subxigante, con una edá averada de 700 millones d'años. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 137 km/s, lo que se traduz nun periodu de rotación igual o inferior a 19 hores.
Épsilon Monocerotis B (HD 44770 / HR 2299) ye una estrella blancu-mariella de tipu F5V y 6600 K de temperatura. Con una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, el so radiu ye un 20% más grande qu'el del Sol y la so masa un 25% mayor que la de la nuesa estrella. Separada de la estrella principal siquier 500 UA, el periodu orbital del sistema ye de más de 6000 años.
De la mesma, Épsilon Monocerotis A ye una binaria espectroscópica. El periodu orbital de la estrella acompañante ye de 331 díes; si la so masa fora la metá de la masa solar, la separación al respective de Épsilon Monocerotis A sería de namái 1,25 UA.
Épsilon Muscae
Épsilon Muscae (ε Mus / HD 106849 / HR 4671) ye un estrella na constelación de Musca, la mosca. De magnitú aparente +4,06, alcuéntrase a 302 años lluz de distancia del Sistema Solar. Anque esta distancia ye aprosimao la mesma que nos dixebra de α Muscae, β Muscae y γ Muscae —los trés estrelles calientes azules y miembros de la asociación estelar Centaurus-Crux—, Épsilon Muscae mover a una velocidá enforma mayor qu'elles, polo que nun ta rellacionada coles otres trés estrelles de la constelación. La so velocidá en rellación al Sol ye d'unos 100 km/s, unos cinco o seis veces mayor de lo normal.
Épsilon Muscae ye una xigante colorada fría de tipu espectral M5III con una temperatura superficial de 3400 K. La so lluminosidá ta entendida ente 1800 y 2300 vegaes la del Sol, dependiendo de la valoración que se faiga de la cantidá de radiación infrarroxo emitida pola estrella. Como xigante que ye, el so radiu ye 130 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,6 UA. Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, Épsilon Muscae ye una variable semirregular, que'l so rellumu varia ente magnitú +3,99 y +4,31 mientres un ciclu de 40 a 45 díes.
Épsilon Normae
Épsilon Normae (ε Nor / HD 147971) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Norma.
De magnitú aparente +4,52, ye'l segundu más brillosu na constelación dempués de γ Normae.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 530 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal de Épsilon Normae ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B4V o B3V.
Con una temperatura superficial de 18.700 K, la so lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— ye 2384 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 165 km/s.
Tien una masa envalorada de 6,4 - 6,9 mases solares —anque otra fonte asígna-y un valor cimeru de 8,7 mases solares—, siendo la edá averada del sistema 50 millones d'años.
Épsilon Normae constitúi un sistema estelar triple.
En primer instancia, ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,2617 díes. 
La escentricidá de la so órbita ye ε = 0,13.
Completa'l sistema una tercer estrella (HD 147970) que la so separación visual al respective de la binaria ye de 22,8 segundos d'arcu.
Épsilon Pavonis
Épsilon Pavonis (ε Pav) ye una estrella na constelación del Pavu.
De magnitú aparente +3,95, ye la quinta estrella más brillosa de la mesma dempués de Peacock (α Pavonis), β Pavonis, δ Pavonis y η Pavonis.
Épsilon Pavonis falta 106 años lluz del Sistema Solar y ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Va que les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Vega (α Lyrae) o Algorab (δ Corvi).
La so enerxía provién de la fusión nuclear de hidróxenu nel so nucleu internu y tien una temperatura superficial de 9896 K.
24 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 2 vegaes más grande qu'el del mesmu.
La so velocidá de rotación ye igual o mayor de 85 km/s.
Con una masa de 2,2 ± 0,1 mases solares, la edá de Épsilon Pavonis envalórase en 5,3 millones d'años.
Presenta un conteníu metálico llixeramente inferior al del Sol ([M/H] = -0,04).
Utilizando'l preséu MIPS del satélite Spitzer, detectóse escesu na radiación infrarroxo qu'emite a 70 μm, anque non a 24 μm.
Épsilon Piscis Austrini
Épsilon Piscis Austrini (ε PsA) ye una estrella na constelación de Piscis Austrinus.
De magnitú aparente +4,18, ye la segunda estrella más brillosa de la constelación dempués de Fomalhaut (α Piscis Austrini).
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 487 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Piscis Austrini ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8Ve.
La so lluminosidá ye 661 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un radiu 3,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
La rápida rotación de la estrella —la so velocidá de rotación ye cimera a 216 km/s— ye, quiciabes, la so característica más notable.
De resultes d'ello, ye una estrella Be —al igual que Phact (α Columbae) o Pléyone (28 Tauri)— con un discu ecuatorial caliente.
La rápida rotación tamién fai que la forma de la estrella nun sía esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau de achatamiento envalórase en 0,34.
Coles mesmes, la so temperatura efectivo aparente ye de 11.066 K, pero debíu al escurecimientu gravitatoriu —el achatamientu fai que la zona ecuatorial sía menos brillosa y menos caliente— la so temperatura real algama los 13.294 K.
Épsilon Piscis Austrini tien una masa de 4,1 mases solares y ta abandonando, si nun lu hai fechu yá, la secuencia principal.
Puede ser una estrella binaria, pero de la so hipotética acompañante nada se sabe.
Épsilon Reticuli
Épsilon Reticuli (ε Ret / HD 27442 / HR 1355) ye una estrella asitiada na constelación de Reticulum. Con magnitú aparente +4,44, ye la tercer estrella más brillosa na so constelación, namái superada por α Reticuli y β Reticuli. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Épsilon Reticuli ye una subxigante naranxa de tipu espectral K2IVa con una temperatura superficial de 4750 K. Con un radiu 6,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, relluma con una lluminosidá 8,6 vegaes mayor que la del Sol.
La so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye mayor que la solar; delles fontes señalen una bayura relativa de fierro 2,6 vegaes mayor que la del Sol, ente qu'otres fontes amenorguen esta cifra a 1,7 vegaes el valor solar.
Tien una masa de 1,5 mases solares y paez ser una estrella antigua de 6600 millones d'años d'edá.
Épsilon Reticuli forma un sistema binariu con una acompañante visualmente a 13 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 251 UA ente los dos componentes. El so fotometría nel espectru visible y infrarroxu cercanu nun ye compatible con una estrella de la secuencia principal, polo que se piensa que pue ser una nana blanca. Tien una masa mínimo equivalente al 60% de la masa solar.
El sistema alcuéntrase a 59 años lluz del Sistema Solar.
El planeta estrasolar descubiertu, denomináu Épsilon Reticuli b o HD 27442 b, orbita alredor de la subxigante naranxa. Con una masa mínimo 1,28 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a lo llargo d'una órbita a 1,18 UA de la estrella. El so periodu orbital ye de 424 díes.
Épsilon Sagittae
Épsilon Sagittae (ε Sagittae / 4 Sagittae) ye una estrella na constelación de Sagita —la flecha— de magnitú aparente +5,67.
Magar el so denominación de Bayer «Épsilon», ye namái la undécima estrella más brillosa de la constelación.
Épsilon Sagittae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4978 K.
Ye 138 vegaes más lluminosa qu'el Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,3 km/s.
Tien una masa averada de 3,1 mases solares y una edá de 331 millones d'años.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,03).
Épsilon Sagittae ye similar a otres conocíes xigantes marielles como Capella A (α Aurigae) —la componente más fría d'esti sistema—, Kornephoros (β Herculis), Nekkar (β Bootis) o ζ Cygni.
Asitiada a 480 ± 28 años lluz de distancia, ta más alloñada del Sistema Solar que cualesquier d'elles.
Dientro de 3600 millones d'años va ser cuando tea más cerca de la Tierra —a 193 años lluz—, y va rellumar con magnitú +3,70. 
Épsilon Sagittae forma una estrella doble con HD 232029.
Sicasí, dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica. 
Épsilon Sculptoris
Épsilon Sculptoris (ε Scl / HD 10830 / HR 514) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,29 asitiáu na constelación de Sculptor.
Alcuéntrase a 89,5 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, Épsilon Sculptoris A, ye una estrella blancu-mariella de tipu F2V —bien asemeyáu a η Corvi por casu— con una temperatura efectivo de 6699 K. 
Ye unes 5 vegaes más lluminosa qu'el Sol y nun paez esistir unanimidá tocantes a el so conteníu metálico; ente que nun estudiu'l so metalicidá ye comparable a la solar, pa otra fonte la so bayura relativa de metales namái supón el 60% de la del Sol.
Con una masa de 1,40 mases solares, la so edá envalórase en 1300 millones d'años.
Épsilon Sculptoris B, asitiada a 5 ~ segundos d'arcu de la estrella principal, ye una nana mariella de tipu G9V y magnitú +8,3.
Los parámetros preliminares de la órbita contemplen una separación media ente los dos componentes de 128 UA y un periodu orbital de 1192 años.
Épsilon Scuti
Épsilon Scuti (ε Sct / HD 173009 / HR 7032) ye una estrella na constelación de Scutum, l'escudu de Sobieski. Ye la séptima más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,90 y alcuéntrase a 538 ± 7 años lluz del Sistema Solar.
Épsilon Scuti ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G8IIb —la «b» indica que dientro d'esti grupu ye de les menor lluminosidá— con una temperatura superficial de 4920 K.
Ye 460 vegaes más lluminosa qu'el Sol pero unes 7 vegaes menos lluminosa que β Scuti, tamién xigante lluminosa mariella nesta mesma constelación.
El radiu de Épsilon Scuti ye 30 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,14 UA.
Xira sobre sigo mesma a una velocidá de rotación proyeutada de 6 km/s, polo que el so periodu de rotación pue ser d'hasta 255 díes.
Épsilon Scuti tien una masa 4 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 180 millones d'años.
Empecipió la so vida como una estrella de la secuencia principal de tipu B6 muncho más caliente que güei. Anguaño, escosáu yá'l hidróxenu, nel so nucleu tien llugar la fusión de heliu en carbonu y oxíxenu.
Épsilon Scuti puede ser una estrella binaria, magar nun se conoz nin la naturaleza nin la separación de la posible acompañante.
Épsilon Serpentis
Épsilon Serpentis (ε Ser / 37 Ser / HD 141795) ye una estrella de magnitú aparente +3,71 na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—. Ostenta'l nome, apenes utilizáu, de Nulla Pambu —«la bona culiebra» en lengua tamil—, que'l so orixe provién del nome que los Encantamientu de culiebres encantadores de culiebres de la India dan a Serpens Caput.
Asitiada a 70 años lluz de distancia de la Tierra, Épsilon Serpentis ye una de les estrelles blanques de la secuencia principal más cercanes al Sistema Solar. Nestes estrelles, al igual que nel Sol, la enerxía llograr pola fusión de hidróxenu en heliu.
Sicasí, a diferencia d'otres estrelles d'esti tipu, Épsilon Serpentis ye una estrella con llinies metáliques, esto ye, el espectru de la so atmósfera esterna amuesa un arriquecimientu de ciertos metales y un emprobecimientu d'otros.
Asina, les bayures relatives de escandiu y calciu equivalen, respectivamente, al 5% y al 15% de los valores solares.
Otra manera, el conteníu de níquel ye tres veces mayor que nel Sol y los de zirconiu y bariu son, respectivamente, 8 y 11 vegaes cimeres a les solares.
Esti arriquecimientu ye más patente nos elementos lantánidos, siendo'l lantanu 15 vegaes y el ceriu 20 vegaes más abondosa que nel Sol.
La temperatura de Épsilon Serpentis ye 8400 K —menor que la esperada pa la so tipu espectral A2, resultáu de la so anómala composición— y la so lluminosidá ye 12,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 70% más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de siquier 39 km/s.
Tien una masa de 1,85 mases solares y la so edá envalórase en 350 millones d'años, una cuarta parte del tiempu que va emplegar na fusión del so hidróxenu.
Ye una estrella bien similar a Cástor Ba (α Geminorum Ba), tamién estrella Am.
Épsilon Sextantis
Épsilon Sextantis (ε Sex / ε Sextantis / 22 Sextantis) ye una estrella de magnitú aparente +5,25 na constelación de Sextans, el sestante. Alcuéntrase a 183 años lluz de distancia de la Tierra. Forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
Épsilon Sextantis ye una xigante mariella de tipu espectral F2III y 7350 K de temperatura efectivo. Con un radiu tres veces más grande qu'el radiu solar, ye 22 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Les estimaciones de los conteníos de diversos elementos químicos per aciu espectroscopia d'altu resolvimientu, amuesen que los conteníos de carbonu, fierro y oxíxenu son mayores en Épsilon Sextantis que nel Sol, reparándose la situación inversa nel casu del calciu.
Al comparar la bayura d'elementos na atmósfera de xigantes y de variables Delta Scuti, reparar que la bayura de dellos elementos más llixeros como oxíxenu, sodiu, siliciu y posiblemente nitróxenu, ye daqué más baxa en variables Delta Scuti qu'en xigantes de tipu espectral A-F.
Épsilon Tucanae
Épsilon Tucanae (ε Tuc / HD 224686 / HR 9076) ye una estrella na constelación austral de Tucana. Con magnitú aparente +4,49, ye la sesta estrella en rellumu dientro de la so constelación, siendo superada por α, γ, ζ, κ y β Tucanae.
Alcuéntrase a 374 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Épsilon Tucanae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B9IV —tamién clasificada como B8V— que la so temperatura efectivo ye de 12.800 - 13.000 K.
Les sos carauterístiques físiques son comparables a les de Zubeneschamali (β Librae), Homam (ζ Pegasi) o Sualocin A (α Delphini), más brilloses por tar más cerca de la Tierra.
Con un diámetru tres veces más grande qu'el del Sol, la so lluminosidá equival a 389 soles.
Portando una masa de 4 mases solares, la so edá envalórase en namái 123 millones d'años —compárese cola edá del Sol que ye de 4600 millones d'años—.
La velocidá de rotación de Épsilon Tucanae ye de 300 km/s, valor 150 vegaes superior al del Sol; esta cifra nun queda llueñe de la so velocidá ecuatorial crítica —380 km/s—, percima de la cual la estrella se desintegraría.
Épsilon Ursae Minoris
Épsilon Ursae Minoris (ε UMi / 22 Ursae Minoris / HD 153751) ye una estrella na constelación boreal de la Osa Menor de magnitú aparente +4,21. Alcuéntrase a unos 347 años lluz del Sistema Solar. Dacuando se la llapada col nome Urodelus, en griegu «cola evidente o visible» del osu o del perru.
Épsilon Ursae Minoris ye un sistema estelar triple, que la so estrella principal, Épsilon Ursae Minoris A, ye de la mesma una binaria eclipsante. La estrella visible ye una xigante mariella de tipu espectral G5III y 5200 K de temperatura, 225 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Cada 39,4816 díes la otra estrella clisa parcialmente la xigante mariella. Amás la proximidá ente dambes componentes fai que'l sistema sía una variable RS Canum Venaticorum, onde dambes estrelles roten más apriesa de lo habitual xenerando intensa actividá cromosférica y manches estelares. Esto fai que la so magnitú fluctúe ente +4,19 y +4,23.
La otra componente, Épsilon Ursae Minoris B, alcuéntrase a 77 segundos d'arcu del par interior. A una distancia de 8100 UA nun se detectó movimientu orbital, pero sí paecen tar rellacionaes pol so desplazamientu común al traviés del espaciu. La so magnitú 11 dexa deducir que ye una nana mariellu-naranxa de tipu espectral K0V.
Épsilon1 Arae
Épsilon1 Arae (ε Arae / HD 152980 / HR 6295) ye una estrella na constelación d'Ara —l'altar— de magnitú aparente +4,07.
Anque comparte la denominación de Bayer «"Épsilon"» con ε Arae, les dos estrelles nun tán rellacionaes ente sigo.
Esta postrera alcuéntrase a 86 años lluz del Sistema Solar, ente que Épsilon1 Arae ta a 304 años lluz.
Ensin nome propiu habitual, na astronomía china yera conocida como , «la primera (estrella) de ""». 
Allen equivocadamente llamar Tso Kang (), confundiendo probablemente "Llabra" con "Ari" —Aries—, una y bones Tso Kang tópase encuadrada nesta última constelación.
Épsilon1 Arae ye una de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, siendo Arturu (α Bootis) y Pólux (β Geminorum) les más brilloses dientro d'esta clase.
De tipu espectral K4III, Épsilon1 Arae ye más asemeyada a la primera d'elles, siendo la so temperatura efectivo de 4176 K.
Tien un diámetru 33,7 ± 3,4 vegaes más grande qu'el del Sol y ye, por tanto, 3 vegaes más grande que Pólux.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar ([Fe/H] = +0,01).
Ye una estrella evolucionada con una masa de 1,74 ± 0,24 mases solares y una edá envalorada de 1700 millones d'años.
Épsilon2 Arae
Épsilon2 Arae (ε Arae) ye un sistema binariu na constelación d'Ara —l'altar— de magnitú aparente +5,29.
Anque comparte la denominación de Bayer «Épsilon» con ε Arae, los dos estrelles nun tán rellacionaes ente sigo.
Épsilon2 Arae ta a 86 años lluz del Sistema Solar, ente que ε Arae ta 3,5 vegaes más alloñada.
La componente principal del sistema, HD 153580 (HR 6314 / HIP 83431), ye una estrella de la secuencia principal blancu-mariella de tipu espectral F5V que la so temperatura superficial ye de 6516 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 45,4 km/s, unes 20 vegaes más apriesa qu'el Sol.
Tien una masa de 1,44 mases solares y la so metalicidá ye cimera a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 41% mayor que la de la nuesa estrella.
Acompaña a la estrella blancu-mariella una nana blanca de magnitú +13,47, denominada GJ 2125 (WD 1659-531 / BPM 24602).
La so temperatura ye de 14.510 ± 250 K y la so masa actual equival a 2/3 de la masa solar.
Nació fai 2500 ± 340 millones d'años como una estrella de 1,58 mases solares y, en permaneciendo na secuencia principal 2270 millones d'años, convertir nuna nana blanca.
EQ Pegasi
EQ Pegasi (EQ Peg / GJ 896 / HIP 116132) ye un sistema estelar na constelación de Pegasu.
Asitiáu a 20,7 años lluz de distancia, ye unu de los 100 sistemes más cercanos al Sistema Solar.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 880, a 3,96 años lluz de distancia.
EQ Pegasi ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes.
La más brillosa d'elles, EQ Pegasi A (GJ 896 A / LHS 3965), tien tipu espectral M3.5V y magnitú aparente +10,38.
La so temperatura efectivo ye de 3280 K y la so masa ye un terciu de la masa solar.
Tien un radiu equivalente al 38% del radiu solar.
La so velocidá de rotación ye bien alta pa una estrella de les sos carauterístiques —14 km/s—, siendo el so periodu de rotación de 1,066 díes.
La estrella acompañante, EQ Pegasi B (GJ 896 B / LHS 3966), tien tipu M4.5V y magnitú aparente +12,40. Menos masiva y lluminosa que la so compañera —la componente A ye ente 6 y 10 vegaes más brillosa qu'ella—, tien una masa averada de 0,16 - 0,19 mases solares.
Tien una temperatura de 3080 K y un radiu equivalente al 23% del radiu solar.
La so velocidá de rotación —24,2 km/s— ye entá mayor que la de la componente A, una y bones dambes estrelles tienen el mesmu periodu de rotación.
La separación ente dambes componentes ye de 6 segundos d'arcu y el periodu orbital del sistema puede ser de 359 díes.
La metalicidá de EQ Pegasi A paez ser cimera a la del Sol nun 20%
y l'edá del sistema envalórase en 950 millones d'años.
Dambes estrelles son estrelles acandilantes actives, tantu en rayos X como nel ultravioleta estremu (EUV).
EQ Tauri
EQ Tauri (EQ Tau / TYC 1260-909-1) ye una estrella variable encuadrada na constelación de Tauru.
De magnitú aparente máxima +11,12, ta aprosimao a 468 años lluz del Sistema Solar.
EQ Tauri constitúi una binaria de contactu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu G1.
La componente primaria ye una estrella de tipu solar con una envoltura convectiva bien fonda.
Con una temperatura efectivo de 5800 K, tien una masa de 1,23 mases solares.
La so lluminosidá ye un 33% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 14% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá, concretamente 80 vegaes más apriesa que'l Sol.
Presenta manches estelares, que, dependiendo del momentu d'observación, cubren ente'l 3 y el 20% de la fotosfera de la estrella.
La componente secundaria tien una masa igual al 54% de la masa solar, lo qu'implica que la rellación ente les mases de les dos estrelles del sistema "q" ye igual a 0,442.
Tien una temperatura de 5754 K y una lluminosidá igual al 62% de la lluminosidá solar.
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, EQ Tauri ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,53 magnitúes nel eclís principal y 0,47 magnitúes nel secundariu.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 2,48 radios solares o 0,012 UA.
El periodu orbital del sistema ye de 0,3413 díes y reparóse nél una variación cíclica de 48,5 años.
ER Vulpeculae
ER Vulpeculae (ER Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula.
La so magnitú aparente media ye +7,36 y alcuéntrase a 170 años lluz del Sistema Solar.
ER Vulpeculae ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son nanes marielles de tipu espectral G0V y G5V respectivamente.
La estrella de tipu G0V tien una temperatura efectivo de 6000 K y la so masa ye apenes un 2% mayor que la masa solar.
Con un radiu un 60% más grande qu'el del Sol, rota con una velocidá igual o mayor de 90 km/s.
El so acompañante, daqué más fría, tien una temperatura de 5514 K y una masa un 3% inferior a la del Sol.
Ye llixeramente más pequeña que la so compañera y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 80 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de namái 0,6981 díes (16,75 hores), siendo la órbita prácticamente circular (ε = 0,02).
La so edá envalórase en 8700 millones d'años y presenta una baxa metalicidá, aprosimao la metá de la que tien el Sol.
ER Vulpeculae ye una binaria eclipsante y variable W Ursae Majoris, según tamién ye una variable RS Canum Venaticorum.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,27 y +7,49.
Les componentes tienen cromosferes actives, emitiendo una cantidá d'enerxía significativa como rayos X.
La so lluminosidá en rayos X ye de 0,69×10 W.
Errai
Errai (γ Cephei / γ Cep / 35 Cephei), tamién conocida como Alrai, ye una estrella binaria na constelación de Cepheus.
Distante 45 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +3,22, siendo la segunda estrella más brillosa na so constelación dempués de Alderamin (α Cephei).
El nome de Errai, según les diverses variantes —Alrai, Er Rai, Arrai o Al Rai—, provienen del árabe الراعي ("ar-rā‘īy"), «el pastor», títulu autóctonu de Arabia.
En China, esta estrella yera conocida como Shaou Wei, un guarda menor.
La más brillosa de les componentes, Errai A, ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV y 4920 K de temperatura, en fase d'evolución escontra xigante colorada. 10,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien un radiu de 4,8 radios solares —valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular—.
La so metalicidá ye cimeru a la solar nun 38%.
Tien una edá averada de 3000 millones años, unos 1600 millones d'años más nuevu qu'el Sol, pero al ser más masiva —la so masa envalórase en 1,6 mases solares— la so evolución foi más rápida. Les variaciones nel so espectru suxuren un periodu de rotación de 781 díes.
La estrella acompañante, una nana colorada de clase M1V, ta pocu estudiada. Orbita a una distancia entendida ente 12 y 26 UA al respective de la estrella principal —la órbita ye moderadamente escéntrica— con un periodu orbital ente 57 y 66 años.
Tien una masa en redol al 30% o 40% de la masa solar.
Por cuenta de la precesión de los equinoccios, Errai va sustituyir a Polaris como Estrella Polar del norte a partir del añu 3000 NE. Escontra l'añu 4000 ye cuando va tar más próxima al polu norte celeste, para, a partir del añu 5200, ser sustituyida por ι Cephei na so condición d'Estrella Polar.
Alredor de la estrella principal del sistema afayóse un planeta, denomináu Gamma Cephei Ab o Errai A1, un 60% más masivu que Xúpiter. Muévese a una distancia media de 2 UA al respective de Errai A, nuna órbita relativamente escéntrica (ε = 0,115) que completa en dos años y mediu.
La órbita d'un hipotéticu planeta terrestre con agua líquido taría asitiada aprosimao a 2,9 UA de la estrella —l'equivalente a la llende esterna del cinturón d'Asteroides del Sistema Solar—. Sicasí, el planeta xigante descubiertu puede alteriar tantu la estabilidá como la formación d'un planeta nesta órbita.
Espiga (estrella)
Espiga o Spica (Alfa Virginis / α Vir / 67 Vir) ye la estrella más brillosa de la constelación de Virgu y la decimoquinta del cielu nocherniegu. De magnitú aparente +1,04, alcuéntrase a 260 años lluz del Sistema Solar. Piénsase que Hiparco de Nicea afayó la precesión de los equinoccios a partir de los datos llograos d'Espiga.
Espiga o Spica son nomes que provienen del llatín "spica virginis", la espiga de granu (davezu trigu) de La Virxe. Pa los romanos esta estrella simbolizaba a Ceres, diosa de la agricultura. Spicum, Spigha, Stachys —del griegu "stakhus", «espiga de trigu»— y Aresta —en llatín «espiga de granu»— yeren otros nomes romanos de la estrella.
Otres denominaciones como Sunbala o Sumbela vienen de la palabra árabe "sunbula", sinónimu d'espiga.
Un nome alternativu de la estrella ye Azimech, del árabe "al simak al a'zal", «la indefensa», qu'alude a la so separación respeutu de les estrelles cercanes. Un tercer nome, Alaraph, utilizóse pa designar a esta estrella según a les vecines Vindemiatrix (ε Virginis) y Zavijava (β Virginis).
En Babilonia, representando la constelación entera, personificaba la esposa de Bēl» y, como Sa-Sha-Shirū, «la faxa de la Virxe», señalaba'l ventiavu asterismo eclíptico del mesmu nome. Tamién yera Emuku Tin-tir-Ki, un títulu común pa la mesma Babilonia.
Nel antiguu Exiptu yera conocida como «la portadora del laúd», siendo notable la so importancia, pos otru nome exipciu que recibía yera Repā, «el Señor».
Xuntu a Heze (ζ Virginis) forma la constelación china de Jiăo (角).
Pa los hindús Espiga correspuende a la nakshatra o casona astrolóxica de Citrā.
Espiga forma un sistema binariu que les sos componentes, de tipu espectral B, tán bien próximes ente sigo. La separación ente dambes ye d'apenes 0,12 unidaes astronómiques (ua) y el so periodu orbital ye de 4,0145 díes. Ye una intensa fonte de rayos X que paecen xenerase nel choque de los fuertes vientos estelares emitíos por dambes estrelles.
La estrella principal, Espiga A, tien tipu espectral B1 —clasificada como xigante o subxigante— y una temperatura superficial de 22.400 K. Con una lluminosidá intrínseca de 13.400 vegaes la del Sol, el so radiu ye 7,4 vegaes más grande qu'el radiu solar —casi'l 30% de la separación ente los dos estrelles— y rota bien apriesa con una velocidá de rotación na so ecuador de 199 km/s.
Tien una metalicidá daqué inferior a la solar ([M/H] = -0,12 ± 0,08). 
Tien una masa 11 vegaes mayor que la masa solar, siendo una de les estrelles más cercanes a nós con masa abondo p'acabar la so vida como una supernova de tipu II. 
Pola so proximidá a la estrella principal, los parámetros de Espiga B son mal conocíos; paez que ye una estrella de secuencia principal de tipu B4V con una temperatura superficial de 18.500 K. Espiga B ye unes 1700 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye casi 4 vegaes más grande qu'el d'ésti y la so masa ye daqué inferior a 7 mases solares.
Espiga A+B ye una estrella variable que la so variación de rellumu ente magnitú +0,92 y 1,04 ye apreciable a simple vista. Una variación de 0,03 magnitúes débese a qu'Espiga ye una variable elipsoidal rotante, la más brillosa d'esta clase. Nestes variables les dos estrelles tán tan cerca que, por cuenta de les fuerces de marea, les sos formes nun son esfériques sinón elipsoidales. Esto fai que fluctúe el so rellumu en función de la área visible pol observador nun intre dáu. De la mesma, Espiga A ye una variable de tipu Beta Cephei, como Murzim (β Canis Majoris), que les sos variaciones de rellumu son causaes por pulsaciones non radiales na superficie a lo llargo d'un periodu de 0,17 díes.
Al atopase cerca de la eclíptica, Espiga puede ser despintada pola Lluna y dacuando por planetes. El próximu tapecimientu por un planeta va tener llugar el 2 de setiembre de 2197, cuando Venus pase per delantre d'Espiga.
Estrella (náutica)
Por ser les más conspicuas nel firmamentu y les más brilloses de cada constelación, son fácilmente identificables.
Dáu'l so intensu rellumu son les primeres n'apaecer nel firmamentu mientres los tapeceres vespertinos y les postreres en sumir nos tapeceres matutinos, momentos ambos más aparentes pa efectuar les observaciones astronómiques dáu la simultaneidá de visión de los astros y l'horizonte.
Xuntu al Sol, la Lluna, y los planetes Venus, Marte, Xúpiter y Saturnu son los puntos de la esfera celeste emplegaos n'astronomía náutica como referencia pal saléu.
Les coordenaes celestes d'estes estrelles publicar nos almanaques náuticos, edición añal que tien de tener a bordu pal resolvimientu de los triángulos esféricos de posición. Yá sía per aciu l'empléu de tables de cálculu rápidu o per aciu l'empléu de llogaritmos.
De siguío una llista de les estrelles náutiques y les sos coordenaes celestes arrondaes al grau. 
Estrella de Babcock
La Estrella de Babcock (GL Lacertae / GL Lac) ye una estrella variable asitiada na constelación de Lacerta.
De magnitú aparente media +8,85, alcuéntrase aprosimao a 2300 años lluz del Sistema Solar.
La Estrella de Babcock ye una estrella peculiar de tipu espectral A0p. Ta clasificada dientro del grupu de les estrelles Ap —caracterizaes por tener un campu magnéticu estelar fuerte y por rotar amodo en comparanza a otres estrelles de tipu A—, siendo Alioth (ε Ursae Majoris) y α Circini dos de los sos principales esponentes.
Ello ye que la Estrella de Babcock tien el mayor campu magnéticu conocíu nuna estrella.
En 1960, l'astrónomu Horace W. Babcock foi'l primeru en midir la so intensidá —34 kG—, apuntando que'l campu magnéticu variaba de forma irregular.
Sicasí, posteriores estudios amosaron evidencia de cierta periodicidá na variación y dexaron constatar que'l campu nun yera dipolar.
La temperatura efectivo envalorada de la Estrella de Babcock ye de 14.000 K.
Ye una variable del tipu Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu fluctúa 0,17 magnitúes a lo llargo del so periodu de rotación —9,49 díes—.
Por ello, tamién recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de GL Lacertae.
Tien un radiu envaloráu de 4,2 radios solares y una masa entendida ente 3 y 4 mases solares.
Estrella de Barnard
La Estrella de Barnard (HIP 87937) ye una estrella na constelación de Ophiuchus.
De magnitú aparente +9,51, ye demasiáu tenue pa poder ser reparada ensin telescopiu.
Debe'l so nome al astrónomu norteamericanu Edward Emerson Barnard, quien en 1916 afayó que ye la estrella con un mayor movimientu aparente (10,3 segundos d'arcu per añu) vista dende la Tierra.
La Estrella de Barnard foi oxetu de numberosos estudios, por cuenta de la so proximidá y a la so posición favorable pa la observación cerca del ecuador celeste.
Históricamente, la investigación na Estrella de Barnard centróse en midir les sos carauterístiques físiques, la so astrometría, y en refinar les llendes de posibles planetes estrasolares.
Coles mesmes, magar que la Estrella de Barnard ye una estrella antigua, ciertes observaciones suxuren qu'esperimenta fogarales como les de les estrelles acandilantes.
Tamién surdió ciertu discutiniu tocantes a si la Estrella de Barnard alluga un sistema planetariu.
A la fin de la década de 1960 y de primeres de la de 1970, Peter van de Kamp afirmó qu'esistía unu o dellos xigantes gaseosos n'órbita alredor d'ella.
La Estrella de Barnard alcuéntrase a 5,98 años lluz del Sistema Solar.
Tan solo los trés componentes del sistema Alfa Centauri —incluyendo a Proxima Centauri— tán más cerca.
La Estrella de Barnard comparte la mesma vecindá qu'el Sol.
La so vecina más cercana anguaño ye Ross 154 (V1216 Sagittarii), distante 5,41 años lluz.
El Sol y Alfa Centauri son, respectivamente, los siguientes sistemes más cercanos.
Dende la Estrella de Barnard, el Sol reparar nel llau diametralmente opuestu del cielu nes coordenaes AR = 57m 48,5s y δ = −04° 41′ 36″, tando asitiáu na rexón esti de la constelación de Monoceros.
Dende ellí, el Sol apaecería como una brillosa estrella de primera magnitú comparable a como se ve Pólux (β Geminorum) dende la Tierra.
La Estrella de Barnard ye una nana colorada de tipu espectral M4.0V.
Tien aprosimao'l 16% de la masa solar, siendo'l so radiu equivalente al 19% del que tien el Sol.
La so temperatura efectivo ye de 3.134 ± 102 K y tien una lluminosidá visual de namái 4/10.000 de la lluminosidá solar, a la que correspuende una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— de 34,6/10.000 vegaes la solar.
La Estrella de Barnard ye tan tenue que si tuviera a la mesma alloña de la Tierra que'l Sol, el so rellumu namái sería 100 vegaes mayor qu'el de la Lluna llena, comparable al rellumu del Sol a una distancia de 80 UA.
Sicasí, en 1998, los astrónomos repararon una fogaral estelar intensa, poniendo de manifiestu que, sosprendentemente, la Estrella de Barnard ye una estrella acandilante.
Por ello, recibe tamién el nome, tocantes a variable, de V2500 Ophiuchi.
En 2003, na Estrella de Barnard reparar por primer vegada un cambéu detectable de la velocidá radial d'una estrella causada pol so movimientu; esta variabilidá adicional na velocidá radial foi atribuyida a la so actividá estelar.
Nun ampliu estudiu de metalicidáes de nanes coloraes de clase M, a la Estrella de Barnard asignóse-y un índiz de metalicidá ente -0,5 y -1,0, lo qu'aprosimao correspuende a un conteníu metálico ente'l 10% y el 32% de la solar.
La metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, ayuda a clasificar les estrelles con rellación a la población galáctica.
Pero anque la metalicidá de la Estrella de Barnard ye verdaderamente subsolar, ésta ye más elevada que la d'una estrella de halo y encaxa bien nel estremu baxu de les estrelles de discu riques en metales; esti fechu, sumáu al so movimientu espacial alto, llevó a la so clasificación como «estrella entemedia de Población II», a caballu ente les estrelles de discu y les de halo.
El movimientu propiu de la Estrella de Barnard equival a una velocidá llateral relativa («lateralmente» en rellación a la nuesa llinia de visión del Sol) de 90 km/s.
Los 10,3 segundos d'arcu que se mueve añalmente suponen que, a lo llargo d'una vida humana, la so posición varia un cuartu de grau, aprosimao la metá del diámetru angular de la Lluna llena.
La velocidá radial de la Estrella de Barnard escontra'l Sol puede ser midida pol so fana al azul.
Pueden atopase dos midíes nos catálogos: 106,8 km/s en SIMBAD, que se refier a una compilación de 1967 de midíes más vieyes, y 110,8 km/s en ARICNS y valores similares en toles referencies astronómiques modernes.
Estes midíes, combinaes col movimientu propiu, suxuren una velocidá real en rellación al Sol de 139,7 y 142,7 km/s, respectivamente.
Sicasí, inclusive nesi momentu nun va ser la estrella más cercana, yá que Proxima Centauri averaríase entá más al Sol.
La Estrella de Barnard inda va ser demasiáu tenue pa ser obersvada a güeyu nel momentu del so máximu acercamientu, yá que la so magnitú aparente va ser d'aprosimao +8,5. A partir d'esi momentu, dirá alloñándose pasu ente pasu del Sol.
La observación d'un fogaral estelar na Estrella de Barnard añedió otru elementu d'interés nel so estudiu.
Detactada por William Cochran por cambeos nel so espectru d'emisión el 17 de xunetu de 1998, pasaron más de cuatro años primero que'l fogaral fuera totalmente analizada.
Estos fogarales nun son entendíes en fondura, pero créese que tán causaes por campos magnéticos fuertes que inhiben la conveición del afigura, dando llugar a españíos repentinos; los campos magnéticos fuertes tán presentes n'estrelles de rápida rotación, mientres les estrelles vieyes tienden a xirar adulces.
Por ello, suponse qu'un acontecimientu de tal magnitú como'l reparáu na Estrella de Barnard ye una esceición.
La investigación de la periodicidá de la estrella, lo mesmo que de los cambeos de l'actividá estelar nuna escala de tiempu dada, suxuren igualmente que la estrella tendría de tar en quiescencia; una investigación de 1998 amosó cierta evidencia na variación periódica del rellumu de la Estrella de Barnard, pero reveló namái una posible llurdiu estelar nun periodu de más de 130 díes.
Espérase qu'estudios fotométricos en rayos X y ultravioleta dexen refundiar lluz sobre la población de nanes coloraes de la nuesa galaxa.
Per otra parte, dicha investigación tien implicaciones na astrobioloxía. Considerando que la zona habitable nuna nana colorada alcuéntrase mui cerca de la estrella —nel casu de la Estrella de Barnard ente 0,056 y 0,109 UA—, eventos como fogarales, vientos o acontecimientos de eyección d'afigura, tienen d'exercer una gran inflúi sobre cualesquier posible planeta.
Mientres munchos años consideróse que la Estrella de Barnard podía tener un planeta estrasolar.
L'astrónomu Peter van de Kamp realizara en 1963 midíes astrométricas precises del movimientu d'esta estrella, y nelles podíase apreciar que'l movimientu aparente de la estrella yera alteriáu polo que podría ser un planeta xovianu, con una masa igual 0,0015 vegaes la masa solar o 1,6 vegaes la masa de Xúpiter. Un analís más completu, publicáu en 1969, ufiertaba una nueva esplicación qu'incluyía dos planetes con mases iguales a 1,1 y 0,8 vegaes la masa de Xúpiter y periodos orbitales de 26 y 12 años respectivamente. Pa complicar les coses, un nuevu analís de los datos de Van de Kamp, efectuáu en 1973 por Jensen y Ulrych, paecía demostrar la presencia de dellos planetes con mases amenorgaes y periodos de traslación más curtios.
Sicasí, un estudiu publicáu esi mesmu añu por Gatewood y Eichhorn demostró la incapacidá de comprobar la esistencia d'estos planetes por otros equipos, usando preseos y técniques distintes.
Na década de 1980 otros equipos midieren tamién mientres dellos años y con mayor precisión el movimientu aparente de la estrella refugando la hipótesis de los planetes. Inda en 1982 un nuevu analís per parte de Van de Kamp de midíes astronómiques realizaes nel intervalu 1938-1981 dio llugar a una nueva hipótesis, distinta a les anteriores: dos planetes con mases iguales a 0,7 y 0,5 mases jovianas, con periodos de traslación de 12 y 20 años. Tres años más tarde, Fredrick y Ianna publicaron nueves resultancies, de mayor precisión y exactitú, colos que demostraben la inesistencia d'estes perturbaciones y, poro, la de los presuntos planetes.
Finalmente en 1986, Harrington, utilizando fotografíes tomaes pol gran reflector astrométrico de 1,55 metros instaláu nel Observatoriu Naval (USNO), nel intervalu 1972-1986, demostró la inesistencia de perturbaciones nel so movimientu y, indirectamente, de planetes xirando en redol so.
Anguaño piénsase que l'erru sistemáticu reflexáu por Van de Kamp débese a la lente oxetivu del telescopiu utilizáu, siendo ésta retirada, llimpiada ya instalada nuevamente; ello aniciaría cambeos na forma de les estrelles y, con ellos, erros nes midíes efectuaes.
Los últimos estudios demuestren que, a menos de 1,8 UA de la Estrella de Barnard, los datos 
esclúin la presencia de planetes con mases mínimes mayores de 4,9 mases terrestres o con mases reales mayores que la d'Uranu. 
Sicasí, por cuenta de la proximidá de la Estrella de Barnard al Sol, ésta sigue siendo oxetu de gran interés dientro de la astronomía.
Foi escoyida como oxetivu prioritariu de la Space Interferometry Mission de la NASA que tendría de ser capaz de detectar planetes d'hasta tres mases terrestres dientro de los dos UA más cercanes a la estrella.
Estrella de Campbell
La Estrella de Campbell (HD 184738 / HIP 96295 / BD+30 3639) —tamién conocida como la Estrella d'hidróxenu de Campbell— ye la estrella central de la nebulosa planetaria PK 064+05 1.
Alcuéntrase na constelación del Cisne 2,5º al norte de Albireo (β Cygni) y 1º al este de φ Cygni.
Alcuéntrase a unos 1200 pársecs —3900 años lluz— del Sistema Solar.
De magnitú aparente +10,41, la Estrella de Campbell ye una estrella de Wolf-Rayet de carbonu de tipu espectral [WC9]. Extraordinariamente caliente —tien una temperatura efectivo de 55.000 K—, ye 6000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Ye una estrella deficiente en hidróxenu nun avanzáu estáu evolutivu.
Anque la so masa actual ye un 60% de la que tien el Sol, piénsase que la so proxenitora yera una estrella de 2 ~ mases solares agora na fase de la caña asintótica xigante (RAG); n'última instancia va tresformar nuna nana blanca.
La so composición química ye bien distinta a la del Sol; ye deficiente en fierro (Fe/O 0,3) ~ pero amuesa unos elevaos conteníos de carbonu y neón (C/O 30).
En contraste col polvu acomuñáu a otres estrelles WC tardíes, compuestu fundamentalmente por carbonu amorfu, esta nebulosa planetaria amuesa polvu de silicatu cristalín, indicando un cambéu recién d'una química apoderada pol oxíxenu a otra apoderada pol carbonu.
Estrella de Kapteyn
La Estrella de Kapteyn (GJ 191) ye una estrella que s'atopa a 12,8 años lluz del Sistema Solar.
GJ 1061, a 3,7 años lluz de distancia, ye la estrella conocida más cercana a ella.
Asitiada na constelación de Pictor, al noroeste de β Pictoris, la Estrella de Kapteyn tien magnitú aparente +8,89, polo que nun ye visible a simple vista.
La Estrella de Kapteyn afayóse en 1897 por Jacobus Kapteyn —a quien debe'l so nome— mientres el so trabayu nel «Cape Photographic Durchmusterung».
Dende entós atraxo l'atención de los astrónomos, en parte pola so alta velocidá espacial relativa al Sol, afayada en 1909.
En 1924 foi clasificada como nana colorada de tipu espectral M1V peles llinia de TiO nel so espectru, siendo'l so rellumu siquier dos magnitú más baxu de lo que cabría esperar pa una estrella de la so clase.
Un posterior estudiu del so espectru en 1976 punxo de manifiestu la intensidá de les llinies debíes a CaH y MgH según la debilidá de les llinies de TiO.
Ye una subenana de tipu espectral sdM1V con una temperatura efectivo de 3570 ± 160 K.
Tien el segundu movimientu propiu más altu dempués de la Estrella de Barnard, orbitando la Vía Lláctea de forma retrógrada.
Per otra parte, esibe una metalicidá bien baxa —[M/H] = -0,86, equivalente al 14% de la del Sol—, según un escasu conteníu relativo d'elementos como fierro ([Fe/H] = -0,99) y titaniu ([Ti/H] = -0,81).
Tien una masa averada de 0,274 mases solares y el so radiu equival al 29,3% del radiu solar.
La so lluminosidá apenes supón el 0,4% de la lluminosidá solar.
A diferencia del Sol, la Estrella de Kapteyn paez ser una estrella del halo galácticu, la más cercana a nós ente les estrelles d'esta clase. Estes estrelles —como Groombridge 1830— apenes suponen ente'l 0,1 y el 0,2% de les estrelles de la nuesa redolada cercana. De normal atópense alloñaes del planu de la galaxa y concentraes escontra'l nucleu galácticu, anque con órbites bien escéntriques.
Les estrelles de halo formar nuna dómina o en rexones de la galaxa onde hubo poques supernovas y por tantu presenten una bayura en metales baxa. Esto fai que presenten un color daqué más azuláu qu'el d'una nana colorada normal.
Un estudiu sostien que la Estrella de Kapteyn puede habese aniciáu nuna galaxa nana esferoidal satélite de la Vía Lláctea que se fundió con ésta, perdiendo la mayor parte de la so masa mientres esti procesu.
La Estrella de Kapteyn sería una de les estrelles arrezagaes mientres l'acercamientu de dicha galaxa a la so órbita final.
El so remanente actual pue ser el cúmulu globular Omega Centauri, que la so órbita retrógrada ye asemeyada a la de la Estrella de Kapteyn y que los sos miembros amuesen un conteníu metálico análogu al d'esta estrella.
La Estrella de Kapteyn ta catalogada como estrella variable, siendo la variación del so rellumu de 0,32 magnitúes.
Por ello tamién recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de VZ Pictoris.
En 2014, anuncióse que la estrella de Kapteyn alluga dos planetes de baxa masa, Kapteyn b y Kapteyn c. Kapteyn b ye'l planeta habitable más antiguu conocíu potencialmente, envalórase que tien 11 mil millones años d'edá.
Los planetes tán cerca d'un periodu de 5:02 de conmensurabilidad, pero les resonancies nun pudieron ser confirmaos nel momentu del descubrimientu. La integración dinámica de les órbites suxure que'l par de planetes tán nun estáu dinámicu llamáu de co-rotación absidal, que polo xeneral implica que'l sistema ye dinámicamente estable mientres llargos plazos. L'anunciu del sistema planetariu foi acompañáu por un curtiu relatu de ciencia-ficción, "Sad Kapteyn", escritu pol escritor Alastair Reynolds.
El sistema planetariu de Kapteyn.
Estrella de Krzeminski
La Estrella de Krzeminski (V779 Centauri / V779 Cen) ye un sistema binariu masivu encuadráu na constelación de Centauru.
Ta compuestu por una xigante o superxigante azul y una estrella de neutrones.
Tien magnitú aparente +13,25 y les últimes estimaciones asitien a esti sistema a 5700 ± 1500 pársecs del Sistema Solar.
La estrella de neutrones denominada Centaurus X-3 (Cen X-3)— ye un púlsar de rayos X con un periodu de 4,84 segundos.
La so lluminosidá en dicha rexón del espectru ye alzada, aprosimao igual a 5,0 × 10 erg/s.
El campu magnéticu de la estrella de neutrones enría'l gas, qu'aflúi escontra puntos calientes alcontraos na so superficie onde tien llugar la emisión de rayos X.
Esti amenorgamientu, reparada per vegada primera en Centaurus X-3 y Hércules X-1, tamién foi detectada darréu n'otros pulsiares de rayos X.
La manera más facedera d'esplicar l'orixe d'esti efectu ye pola torción exercida na estrella de neutrones pol material de acreción.
La estrella de neutrones tien una masa de 1,21 ± 0,21 mases solares.
Tocantes a variable, el sistema recibe la denominación de V779 Centauri.
La primer observación de Centaurus X-3 tuvo llugar en 1967 mientres l'estudiu de fontes cósmiques de rayos X utilizando cohetes sonda.
En 1971 llevar a cabo observaciones adicionales col satélite Uhuru, en forma de ventisiete observaciones de 100 segundos de duración.
Estes variaciones fueron atribuyíes al efectu Doppler causáu pol movimientu orbital de la fonte, demostrando la naturaleza binaria de Centaurus X-3.
Sicasí, la compañera óptica nun s'afayó hasta tres años dempués, en parte porque'l sistema ta asitiáu nel planu galácticu en dirección del Brazu Espiral de Carina, polo qu'hubo qu'estremar ente docenes d'oxetos tenues.
La componente principal del sistema ye una xigante lluminosa azul de tipu espectral O6.5II.
Tien una masa de 20,5 mases solares y un radiu equivalente a 12 vegaes el del Sol.
Hai poques duldes tocantes a qu'esta estrella sía la compañera óptica del púlsar, yá que aparentemente ta acordies col periodu y la fase de Centaurus X-3, siendo l'amplitú de la so curva de lluz asemeyada a la d'otros sistemes binarios masivos.
Les variaciones de lluz elipsoidal de doble onda reparaes son producíes por una xigante, deformada por marea que casi enllenen la so lóbulu de Roche.
Estrella de Luyten
La Estrella de Luyten (GJ 273 / LHS 33 / HIP 36208) ye una estrella de magnitú aparente +9,85, que'l so gran movimientu propiu foi probablemente afayáu pol astrónomu Willem Jacob Luyten, a quien debe'l so nome. Conocida sobremanera pola so proximidá al Sistema Solar —del que falta 12,37 años lluz—, alcontrar na constelación del Can Menor, tando asitiada al suroeste de Gomeisa (β Canis Minoris) y al oeste de Procyon (α Canis Minoris). Los sistemes estelares más cercanos a la Estrella de Luyten son la citada Procyon, asitiada a apenes 1,2 años lluz, y Ross 614, a 3,9 años lluz.
La Estrella de Luyten ye una nana colorada de tipu espectral M3.5 V con una lluminosidá equivalente al 0,145% de la lluminosidá solar.
Neto a otres munches estrelles de la redolada del Sistema Solar, tales como Ross 154, Ross 128 o YZ Ceti, ye menos masiva qu'el Sol, con una masa envalorada de 0,26 mases solares. Paez ser una estrella de lenta rotación —ello ye que pudiera ser que non rotara n'absolutu—; sía que non la llende cimera de la so velocidá de rotación ye de namái 1 km/s.
El so conteníu de metales (metalicidá) ye claramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,16).
Hai cierta evidencia de que la Estrella de Luyten puede tener un compañeru subestelar con una masa entendida ente 0,4 y 1,1 vegaes la del planeta Xúpiter, pero hasta'l momentu ello nun foi confirmáu.
Estrella de Plaskett
La Estrella de Plaskett (HD 47129 / V640 Monocerotis) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +6,03.
La distancia a la que s'atopa del Sistema Solar ye incierta, pudiendo tar entendida ente 4.900 y 6.600 años lluz.
La Estrella de Plaskett ye unu de los sistemes binarios más masivos que se conocen, siendo los sos componentes dos estrelles azules superxigantes de tipos espectrales O7.5 y O6.
Binaria espectroscópica, el so periodu orbital ye de namái 14,40 díes, con una separación ente les dos estrelles de 0,5 UA, la metá de la distancia ente la Tierra y el Sol. El curtiu periodu orbital ye consecuencia de la enorme masa de dambes.
La componente principal del sistema, Plaskett A, ye la estrella más fría de los dos —anque'l so temperatura efectivo algama los 35.000 K— y sicasí la más lluminosa nel espectru visible, con una lluminosidá que puede ser d'hasta 630.000 soles.
El so radiu ye 21 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 75 km/s.
Plaskett B tien una temperatura de 40.0000 K y la so lluminosidá ta entendida ente 372.000 y 870.000 soles.
Les mases respectives d'A y B son 43 y 51 vegaes mayores que la masa solar.
El final de la vida d'estrelles tan masives nun ye otru qu'españar como supernoves; la primera en faelo puede espulsar a la so compañera a gran velocidá convirtiéndola nuna estrella fuxitiva.
Estrella de Przybylski
La Estrella de Przybylski (V816 Centauri) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +8,02. Descubierta pol astrónomu Antoni Przybylski (pronunciáu "Yibilski") en 1961, ye una estrella químicamente peculiar estrema, con llinies espectrales fuertes d'elementos lantánidos. El so espectru ye similar al d'una estrella de tipu S —estrella bien evolucionada con una atmósfera arriquecida por material procedente de la nucleosíntesis interior—, pero n'otros aspeutos asemeyar a una estrella de la secuencia principal o a una subxigante.
Los primeros estudios del campu magnéticu de la Estrella de Przybylski amosaron un campu magnéticu llonxitudinal nel rangu H = −2100 a −2500 ± 450 G, ensin que s'atopara una variabilidá significativa n'este. Midíes posteriores conceden la metá de fuerza al campu magnéticu llonxitudinal, H = −1014 ± 72 G.
En 1978 atopóse que la Estrella de Przybylski ye una estrella pulsante
y ye prototipu de les estrelles Ap d'oscilaciones rápides (roAp). Observaciones de la velocidá radial utilizando'l espectrómetru HARPS amuesen oscilaciones multiperiódicas con dos grupos de maneres igualmente espaciados.
La composición química de la Estrella de Przybylski ye enigmática. Yá en 1974 identificáronse llinies espectrales correspondientes a 51 elementos químicos distintos. Posteriores observaciones evidenciaron la sobreabundancia de lantánidos y tamién confirmaron, con un grau altu d'enfotu, la presencia de llinies de tecneciu y de prometio —que'l so periodu de semidesintegración ye de 17,7 años—. Tamién s'identificaron les llinies de tolos elementos radiactivos con númberos atómicos ente Z = 84 y Z = 99, sacante astato y franciu. La presencia d'estos elementos radiactivos de vida tan curtia ye malo d'entender. Propúnxose que dellos procesos desconocíos, del tipu fogarales o erupciones, tienen llugar na so atmósfera.
Igualmente suxurióse que la esistencia d'elementos con Z < 92 débese al escayencia radiactiva natural de toriu y uraniu estratificado na atmósfera cimera.
Otra posible esplicación rellacionar col fuerte campu magnéticu, pudiendo tar nel orixe d'una aceleración significativa de partícules cargaes, principalmente protones y partícules alfa, que modifiquen el conteníu superficial pola interaición col material estelar.
Estrella de Teegarden
La Estrella de Teegarden (SO J025300.5+165258 / 2MASS J02530084+1652532) ye una estrella de la constelación d'Aries. Primeramente'l so paralax foi midida como 0,43 ± 0,13 segundos d'arcu, lo que la asitiaba a namái 7,8 años lluz del nuesu Sistema Solar, siendo por tantu la tercer estrella más cercana dempués de Alfa Centauri (4,2 años lluz) y la Estrella de Barnard (6 años lluz). Sicasí, estudios posteriores asitiar a 12,52 ± 0,13 años lluz del Sistema Solar, lo que correspuende a la 23º estrella más cercana al Sol. La estrella más próxima a la Estrella de Teegarden ye TZ Arietis, aprosimao a 4 años lluz de distancia.
La Estrella de Teegarden ye una nana colorada que'l so radio ye una séptima parte del radiu solar, siendo la so masa un 8% de la del Sol. Consecuentemente, la so lluminosidá equival a 1/300.000 vegaes la del Sol. El so débil rellumu fixo que nun fuera afayada hasta setiembre de 2002 por astrónomos de la NASA, casi por casualidá, mientres rastrexaben un sector del cielu en busca de nanes blanques con un movimientu propiu grande. De fechu ye la estrella de menor magnitú absoluta (+17,5) nes cercaníes del Sistema Solar.
Piénsase que puede haber munches otres estrelles d'estes mesmes carauterístiques nos 20 años lluz más cercanos a nós, una y bones la población conocida d'esti tipu d'estrelles ye menor que l'esperáu.
Estrella de Van Maanen
La Estrella de Van Maanen (VMa 2 / GJ 35 / WD 0046+051) ye una nana blanca na constelación de Piscis, asitiada al oeste de δ Piscium y al este de ω Piscium. De magnitú aparente +12,4, ye demasiáu tenue pa ser visible a simple vista, pero puede ser reparada con un telescopiu de 150-200 mm de apertura o con telescopios más pequeños forníos con una cámara CCD. Afayóse nel añu 1917 pol astrónomu Adriaan van Maanen quien, comparando fotografíes tomaes ente los años 1914 y 1917, notó'l so eleváu movimientu propiu añal (2,98").
La Estrella de Van Maanen ye un remanente estelar de tipu espectral DZ7 o DF-G/VII. Como nana blanca de tipu DZ, ye relativamente fría y amuesa llinies metáliques pero non llinies d'hidróxenu nin de heliu nel so espectru. A 14 años lluz del Sistema Solar, ye la nana blanca solitaria —ensin otra estrella acompañante— más cercana. La so temperatura relativamente baxa —6770 K— suxure que se trata d'un oxetu bien antiguu, con una edá envalorada en redol a 10.000 millones d'años; sicasí, estudios recién consideren una edá notablemente inferior, ente 3.700 y 5.000 millones d'años.
La Estrella de Van Maanen tien una masa d'aprosimao 0,83 mases solares, magar el so diámetru apenes supón el 1,3% del diámetru solar. Les nanes blanques son oxetos increíblemente mestos, con una densidá 50.000 vegaes superior a la del platino: el diámetru calculáu pa la Estrella de Van Maanen ye llixeramente inferior al de la Tierra, colo que la so densidá ye unes 10 vegaes mayor que la de Siriu B, la nana blanca más próxima. Una caxa de fósforos llena d'esti material pesaría más de 10.000 kilogramos. La so lluminosidá ye inferior a 2 diezmilésimes de la lluminosidá solar.
Les estrelles más próximes a la Estrella de Van Maanen son dos nanes coloraes: GJ 1002, a 4,3 años lluz, y TZ Arietis, a 4,6 años lluz.
Estrella del Sur (astronomía)
El términu, "estrella del sur" o "Estrella Polar austral" referir a la estrella más cercana al polu sur celeste de la Tierra. Anguaño, a güeyu correspuende a Sigma Octantis, a 1º de separación angular del polu, anque'l so magnitú aparente de 5.45 facer inútil pal saléu a diferencia de Polaris (2º magnitú) nel polu norte.
Anque'l polu sur escarez de señalamientu d'una estrella brillosa, los cambeos debíos a la precesión van faer qu'otres estrelles facer nel futuru. Por exemplu, dientro de 7500 años va tar cerca de Gamma Chamaeleontis (4200 D.C.), I Carinae, Omega Carinae (5800 D.C.), Ípsilon Carinae, Iota Carinae (Aspidiske, 8100 D.C.) y Delta Velorum (9200 D.C.).
Estrella fundamental
Una estrella fundamental ye aquella que la so posición y movimientu propiu son conocíos con exactitú, de cuenta que pueden calculase les posiciones d'otres estrelles con al respective de ella. Esisten más de 2.000. Atópense recoyíes nel Fundamental Katalog "FK6".
Les estrelles fundamentales son oxetu d'observaciones frecuentes y precises que dexen determinar con gran exactitú les sos coordenaes celestes y los sos movimientos propios. Pueden ser comparaes a esos puntos xeodésicos de primer orde que sirven de base y fundamentu a tou un mapa y que les sos coordenaes, por tal razón, fueron midíes cola máxima precisión. Asina ye como les estrelles fundamentales suministren al astrónomu y al navegante unes referencies segures, materiales y visibles al respective de les cualos puede ser asitiáu otru astru; tamién dexen midir con precisión los movimientos de la Tierra, especialmente les irregularidaes de la so rotación y les oscilaciones de la so eje.
Estrella Pistola
La Estrella Pistola (en inglés "Pistol Star") ye una de les estrelles hiperxigantes y hipermasivas más lluminoses de la Vía Lláctea.
El so nome provién de la forma de la nebulosa qu'alluma, la Nebulosa Pistola.
== Situación Estrellar Pistola alcuéntrase a 25.000 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Saxitariu, al oeste de Nash (γ Sagittarii) y Kaus Medius (δ Sagittarii) , al noroeste de Kaus Australis (ε Sagittarii), y al sureste de Kaus Borealis (λ Sagittarii) y Nunki (σ Sagittarii).
Forma parte del Cúmulu Quíntuple cercanu al centru de la galaxa.
La estrella ye invisible dende la Tierra, yá que se topa oculta detrás de grandes nubes de polvu; si nun fuera asina, sería visible a simple vista como una estrella de cuarta magnitú magar la gran distancia que nos dixebra d'ella.
Afayóse pol Telescopiu Espacial Hubble na década de 1990 utilizando llonxitúes d'onda nel infrarroxu qu'enfusen el polvu interestelar.
Con una masa en redol a 150 mases solares, estrellar Pistola ta catalogada como una variable azul lluminosa, al igual que Eta Carinae.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 10 millones de soles, siendo una de les estrelles más lluminoses del Grupu Local, del que forma parte nuesa galaxa. El fechu de que tea cerca del centru galácticu paez nun ser casual, yá que ellí favorezse la creación d'oxetos supermasivos.
A lo llargo de la so esistencia foi perdiendo masa estelar, envalorándose la so masa inicial en redol a les 200 - 250 mases solares.
Piénsase que la estrella espulsó 10 vegaes la masa del Sol en forma de material refundiáu mientres dos xigantescos españíos fai 4000 y 6000 años. El so vientu estelar ye 10.000 millones de vegaes mayor qu'el solar.
El so tiempu de vida ye bien curtiu, aprosimao unos 3 millones d'años, y anque nun se sabe la so edá con certidume, ésta puede cifrase ente 1,7 y 2,1 millones d'años. Probablemente va esplotar como una brillosa supernova o hipernova dientro de 1 a 3 millones d'años.
ET Aquarii
ET Aquarii (ET Aqr / i Aquarii / 108 Aquarii / HD 223640) ye una estrella variable na constelación d'Acuariu. Alcuéntrase a 321 años lluz de distancia del Sistema Solar.
ET Aquarii ye una estrella químicamente peculiar, esto ye, una estrella de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la fusión nuclear del hidróxenu en heliu— pero que la so bayura en metales ye anómala. En concretu, ye una estrella Ap con una temperatura efectivo de 12.240 K qu'amuesa una sobreabundancia de siliciu, estronciu y cromu.
Alioth (ε Ursae Majoris) ye la representante más brillosa d'esta clase d'estrelles.
Con un radiu de 3,2 radios solares, relluma con una lluminosidá 135 vegaes superior a la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada, 28 km/s, ye más lenta que la d'otres estrelles de tipu A, lo que ye característicu d'estrelles Ap.
Tien una masa 3,2 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en namái 130 millones d'años.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, la rotación de ET Aquarii fai qu'el so rellumu varie ente magnitú aparente +5,12 y +5,21 nun periodu de 3,73524 díes. La componente principal de Cor Caroli (α Canum Venaticorum) ye'l prototipu d'esti tipu de variables.
Eta Antliae
Eta Antliae (η Ant / HD 86629 / HR 3947) ye una estrella na constelación de Antlia, la máquina neumática. De magnitú aparente +5,24, ye la quinta estrella más brillosa de la mesma. Alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Eta Antliae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F1V y 7164 K de temperatura, similar a η Corvi, π Canis Majoris o η Leporis. Catalogada enantes como subxigante ya inclusive xigante, la so lluminosidá —6,6 vegaes mayor que la solar— correspuende a una estrella que, como'l Sol, llogra la so enerxía per mediu de la fusión de hidróxenu. El so radiu, un 70% mayor qu'el radiu solar, acota la so estatus como estrella de la secuencia principal.
Con una masa de 1,55 mases solares, la so edá envalórase nunos 900 millones d'años. Como asocede nun gran númberu d'estrelles reparaes, tien un conteníu de litiu mayor que Sol, concretamente unes 660 vegaes mayor.
Eta Antliae forma un sistema binariu con una compañera de magnitú 11,3. La separación visual ente dambes ye de 31,1 segundos d'arcu, que correspuende a una distancia real ente elles de más de 1000 UA.
Eta Aquarii
Eta Aquarii (η Aqr / 62 Aquarii / HD 213998) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,02 que s'atopa a 184 años lluz del Sistema Solar.
Eta Aquarii ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9IV-V, subxigante o estrella de la secuencia principal, que la so temperatura ye de 11.400 K. Ye 104 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu de 2,6 radios solares. Con una masa tres veces mayor que la masa solar y una edá de 175 millones d'años, tópase a mediu camín como estrella que funde hidróxenu, llueñe por tantu de ser una verdadera subxigante.
Tien una alta velocidá de rotación de siquier 245 km/s —el valor exautu depende l'enclín de la so exa al respective de nós—, lo que trai un periodu de rotación inferior a mediu día.
Eta Aquarii alcuéntrase anguaño llixeramente al sur del ecuador celeste; sicasí, por cuenta de la precesión de los equinoccios, va cruciar l'ecuador el 1 d'ochobre de 2022, pasando a ser a partir d'esa fecha una estrella del hemisferiu norte.
Eta Aquilae
Eta Aquilae (η Aql / η Aquilae / 55 Aquilae / HD 187929) ye una estrella variable na constelación d'Águila que s'atopa a unos 1180 años lluz del Sistema Solar. Antaño formaba parte de la constelación d'Antínoo, güei refugada.
Eta Aquilae ye una superxigante mariella de tipu espectral F6Iab, 3400 vegaes más lluminosa qu'el Sol con un radiu ente 61 y 65 vegaes más grande qu'el d'ésti. El principal interés d'Eta Aquilae anicia en que ye una variable cefeida que la so variabilidá ye conocida dende 1784. La so magnitú aparente varia ente +3,6 y +4,6 nun periodu de 7,176641 díes (7 díes, 4 hores, 14 minutos y 22 segundos). Xuntu con Mekbuda (ζ Geminorum), Beta Doradus y W Sagittarii ye una de les cefeides más prominentes; la mesma estrella y la variación del so rellumu pueden reparase a simple vista.
Nesta fase de la so evolución la estrella ye inestable, produciéndose pulsaciones que faen que la estrella varie en tamañu y temperatura. El so tipu espectral camuda de F6 a G, lo que trai una cayida de la so temperatura de 6200 K a 5300 K. A midida que evolucione, van cesar los sos pulsaciones, va espulsar les sos capes esteriores y finalmente va terminar la so vida como una nana blanca más pequeña que la Tierra.
Eta Arae
Eta Arae (η Ara / HD 151249 / HR 6229) ye una estrella na constelación d'Ara, l'altar. De magnitú aparente +3,78, alcuéntrase a 310 años lluz del Sistema Solar. 
Eta Arae ye una de les munches xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, siendo Arturu (α Bootis) y Pólux (β Geminorum) les más brilloses dientro d'esta clase. De tipu espectral K5III, Eta Arae ye más fría que dambes, con una temperatura efectivo de 3886 K. Ye una xigante naranxa de gran tamañu, comparable al de Maasym (λ Herculis) o Minkar (η Corvi); el so diámetru ye 56 vegaes más grande qu'el del Sol y unos seis vegaes más grande qu'el de Pólux.
Tien una baxa metalicidá, siendo'l so conteníu relativo de fierro equivalente al 43% del esistente nel Sol.
Eta Arae tien una compañera de magnitú 13,5 visualmente a 22 segundos d'arcu. Si la rellación física ente dambes estrelles ye real, la separación ente elles ye de más de 2090 UA.
Eta Arietis
Eta Arietis (η Ari / 17 Arietis / HD 13555) ye una estrella de magnitú aparente +5,24 asitiada na constelación d'Aries.
Alcuéntrase a 98 años lluz del Sistema Solar.
Eta Arietis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F5V con una temperatura efectivo de 6353 K.
Ye 6 vegaes más lluminosa que nuesu Sol y tien un diámetru casi'l doble del diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada, 9 km/s, ye unes 4 vegaes más rápida que la del Sol.
Tien una masa un 30% mayor que la masa solar y la so edá envalórase nunos 3000 millones d'años.
Eta Arietis amuesa una metalicidá, espresada en términos de bayura relativa de fierro, netamente inferior a la del Sol; un estudiu presenta un índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,24 y otru amenorga esti valor a [Fe/H] = -0,32, lo que supón un conteníu relativo de fierro la metá que la solar.
Esti empobrecimientu ponse tamién de manifiestu pa elementos como sodiu, calciu y níquel, siendo menos acusáu nel casu de magnesiu y aluminiu. Pela so parte, la bayura relativa de titaniu ye similar a la del Sol.
Eta Aurigae
Eta Aurigae (η Aurigae / η Aur / 10 Aurigae) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +3,16. Recibe'l nome, pocu utilizáu, de Haedus II -en llatín "cabritu II"-, yá que xuntu a Almaaz (ε Aurigae) y Azaleh (ζ Aurigae), forma un asterismo conocíu como "Los Cabritos". D'estos trés estrelles, Eta Aurigae ye la que más cerca s'atopa de la Tierra, a una distancia de 219 años lluz.
Eta Aurigae ye una estrella azul de tipu espectral B3V con una temperatura superficial de 16.600 K, daqué inferior a la que cabría esperar pol so tipu espectral. La so lluminosidá -teniendo en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta- equival a 760 soles, siendo'l so radiu 3,3 vegaes mayor qu'el radiu solar. La so masa ye aprosimao 5,5 vegaes mayor que la del Sol, y con una edá d'unos 45 millones d'años, tópase a mediu camín na so etapa como estrella de la secuencia principal.
Esisten evidencies ensin confirmar de variaciones espectrales a lo llargo d'un periodu de 24 hores, que d'esistir probablemente aníciense na atmósfera estelar. Detectóse un débil campu magnéticu, namái unes poques vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre. Finalmente, Eta Aurigae forma parte de la llamada Asociación Cassiopeia-Taurus, estensa asociación estelar d'estrelles calientes de tipu O y B.
Eta Cancri
Eta Cancri (η Cnc / 33 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,34.
Nun tien nome propiu habitual, pero al pie de Asellus Borealis (γ Cancri), Asellus Australis (δ Cancri), ε Cancri y θ Cancri, créese que formaba la estación llunar persa de Avra‑k, «la nube», según la copta Ermelia, «crianza».
Eta Cancri ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura efectivo de 4345 - 4450 K, cifra que varia según la fonte consultada.
La so lluminosidá ye 98 vegaes mayor que la del Sol, lo que supón el doble de lluminosidá que Pólux (β Geminorum) —la xigante naranxa más próxima a nós— pero namái 1/5 parte de la de Altarf (β Cancri), la estrella más brillosa de Cáncer.
Eta Cancri tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,07).
En cuanto al restu de los elementos evaluaos, el bariu presenta una bayura más baxa que la solar ([Ba/H] = -0,29), ente que cobaltu y manganesu son notablemente más abondosos ([Mn/H] = +0,38).
Eta Cancri tien un radiu 17 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 0,08 UA.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,9 km/s.
Anque ye difícil determinar la so masa con exactitú, ésta envalórase ente 1,3 y 1,6 mases solares.
Alcuéntrase a 298 años lluz del Sistema Solar.
Eta Canis Minoris
Eta Canis Minoris (η CMi / 5 Canis Minoris / HD 58923) ye una estrella na constelación de Canis Minor de magnitú aparente +5,24.
Alcuéntrase a 351 años lluz del Sistema Solar.
Eta Canis Minoris ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F0III con una temperatura superficial averada de 7000 K.
70 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so diámetru ye 6 vegaes más grande qu'el diámetru solar y la so masa ye unes 2,5 vegaes mayor.
Rota con una velocidá de siquier 54 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 5 díes.
Empezó la so vida siendo una estrella blancu-azulada de tipu B9 —non bien distinta de como ye güei Markab (α Pegasi)—, y anguaño alcuéntrase nuna etapa avanzada de la so evolución estelar.
Nun futuru va espandise mientres aumenta la so lluminosidá, espulsando depués les sos capes esteriores, pa terminar la so vida como una nana blanca.
Eta Canis Minoris forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +11,1 visualmente a 4 segundos d'arcu.
La lluminosidá visual d'esta acompañante ye 1/3 parte de la del Sol, polo que se piensa que ye una nana de tipu K1 similar a Alfa Centauri B.
Orbitando a una distancia mínima de 440 UA de la estrella principal, tarda siquier 5000 años en completar una órbita.
Eta Capricorni
Eta Capricorni (η Cap / 22 Capricorni / HD 200499 / HR 8060) ye una estrella binaria na constelación de Capricorniu.
Ye tamién conocida pol nome de Armus, utilizáu namái dacuando.
De magnitú aparente +4,86, alcuéntrase a 158 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal d'Eta Capricorni ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V.
Asemeyáu a Sheratan A (β Arietis) o a Alya A (θ Serpentis), tien una temperatura superficial de 8081 K.
La so lluminosidá ye 26 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una masa 2,08 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 61 km/s.
De la so compañera estelar —visualmente a 0,30 segundos d'arcu— namái se sabe que tien magnitú +7,39 y que completa una órbita alredor del so brillosu compañera cada 28 años. Amás, la órbita ye considerablemente escéntrica (ε = 0,39).
Tocantes a la composición química del sistema, la rellación oxíxenu/hidróxenu ye daqué inferior a la solar ([O/H] = -0,10), siendo'l so conteníu metálico tamién menor que nel Sol ([Fe/H] = -0,21). A esceición del sodiu, que la so bayura relativa ye comparable a la de la nuesa estrella, otros elementos evaluaos como siliciu, calciu o bariu amuesen niveles per debaxo de les solares.
Eta Carinae
Eta Carinae (η Car / η Carinae) ye una estrella del tipu variable lluminosa azul hipermasiva, asitiada na constelación de la Quilla. La so masa bazcuya ente 100 y 150 vegaes la masa solar, lo que la convierte nuna de les estrelles más masives conocíes en nuesa Galaxa. Coles mesmes, tien una peralta lluminosidá, d'alredor de cuatro millones de vegaes la del Sol; por cuenta de la gran cantidá de polvu esistente al so alredor, Eta Carinae irradia'l 99% de la so lluminosidá na parte infrarroxa del espectru, lo que la convierte nel oxetu más brillosu del cielu nel intervalu de llonxitú d'onda ente 10 y 20 µm.
Eta Carinae ye una estrella bien nueva, con una edá ente los 2 y los 3 millones d'años, y alcuéntrase asitiada en NGC 3372, tamién llamada la Gran Nebulosa de Carina o a cencielles Nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contién delles estrelles supermasivas, incluyendo, amás d'Eta Carinae, la estrella HD 93129A.
La estrella ta arrodiada por una nebulosa conocida como la Nebulosa del Homúnculo. Dada la so gran masa, Eta Carinae ye altamente inestable y propensa a violentes eyecciones de materia. Según les teoríes actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidá ye causada por lluminosidá estrema y una temperatura superficial non descomanadamente caliente, lo que la asitia dientro del diagrama Hertzsprung-Russell nuna rexón afectada pol llende de Eddington. En diches circunstancies, la elevadísima presión de la radiación na "superficie" de la estrella fai qu'ésta espulse grandes cantidaes de materia de les sos capes esteriores al espaciu. Na imaxe puede apreciase la nebulosa Homúnculo, formada por estes eyecciones de materia.
Eta Carinae probablemente termine la so vida nuna esplosión de supernova dientro d'unos pocos cientos de miles d'años. Dellos astrónomos especulen con qu'esto va asoceder dientro d'un ralu enforma menor de tiempu, pero esisten munches incertidumes al respeutu, pos la evolución de les estrelles supermasivas ye bien malo de modelar numbéricamente.
Un aspeutu llamativu d'Eta Carinae ye la so lluminosidá variable. Cuando foi catalogada per primer vegada en 1677 por Edmund Halley, clasificóse como de cuarta magnitú, pero escontra 1730 reparóse un aumentu considerable de lluminosidá, convirtiéndose na estrella más brillosa de Carina. Darréu'l so rellumu menguó de nuevu, y escontra 1782 recuperó la so escuridá orixinal, pero en 1820 aumentó de nuevu. En 1827 la so lluminosidá aumentara más de 10 vegaes y algamó el so valor máximu en abril de 1843, cuando con una magnitú de −0,8 aportó a la segunda estrella más brillosa del firmamentu nocherniegu (dempués de Siriu), a pesar de la so enorme distancia a la Tierra (7,500 años lluz). Darréu esmorecióse y ente 1900 y 1940 yera namái d'octava magnitú, invisible a güeyu. Anguaño ye de magnitú 5–6, presentando un repentín aumentu de lluminosidá en 1998–1999.
Eta Carinae presenta dacuando grandes erupciones --la postrera, en 1841--. La razón d'estes esplosiones nun ye bien conocida, anque se cree que son causaes por acumuladura de radiación procedente de la enorme lluminosidá de la estrella. Esisten teoríes recién qu'indiquen que les erupciones podríen tar provocaes pol pasu de la so estrella compañera pol periastru de la órbita.
Les estrelles desaxeradamente grandes y masives como Eta Carinae peracaben el so combustible bien rápido, como lo evidencia la so alta lluminosidá, y conviértense en supernova o hipernova a los trés millones d'años dende la so formación (envalórase'l tiempu proyeutáu d'esistencia del nuesu Sol nunos 12 mil millones d'años, de los cualos yá trescurrieron 4.6).
Observaciones recién paecen indicar qu'Eta Carinae ye una estrella binaria, con dos estrelles orbitando nun periodu d'aprosimao 5.54 años. Les observaciones realizaes pol Observatoriu de rayos X Chandra amuesen qu'otra supernova procedente d'una estrella asemeyada a Eta Carinae viose precedida por erupciones asemeyaes a les qu'ésta amuesa con cierta frecuencia, polo que sería posible que, en cualquier momentu, esta estrella convertir en supernova. Por cuenta de la cercanía d'esta estrella a la Tierra (7,500 años-lluz, una distancia ínfima comparada cola alloñanza de les supernovas reparaes n'otres galaxes), un fenómenu d'esti tipu convertir n'unu de los acontecimientos astronómicos más importantes de tolos tiempos.
Eta Centauri
Eta Centauri (η Cen / HD 127973 / HR 5440) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +2,33. Alcuéntrase a 310 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Eta Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1.5Vne y que la so temperatura superficial ye d'aprosimao 20.000 K. La «"y"» nel so tipu espectral indica que ye una estrella Be con emisiones variables de hidróxenu nel so espectru, venceyaes cola presencia d'un discu circumestelar en redol la estrella. Esti discu ta rellacionáu cola rápida velocidá de rotación de la estrella, de más de 310 km/s, que la lleva a completar una vuelta en menos d'un día.
La posición del discu, casi de perfil dende la nuesa llinia de visión, fai qu'Eta Centauri tea clasificada como una estrella con envoltura.
La lluminosidá d'Eta Centauri —teniendo en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta— ye de casi 6000 soles, con un radiu unes 5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa entendida ente 8,5 y 10,5 mases solares y una edá inferior a 20 millones d'años.
Ye una estrella variable que'l so rellumu bazcuya unes centésimes de magnitú con periodos múltiples de 18,6, 16,2, 13,5, 6,3 y 5,3 hores, clasificada como variable Gamma Cassiopeiae.
Pertenez a la Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus o UCL, grupu d'estrelles masives de tipu O y B con un orixe común, que de la mesma forma parte de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus.
Eta Cephei
Eta Cephei (η Cep / 3 Cephei) ye una estrella na constelación de Cepheus de magnitú aparente +3,41.
Ye la quinta estrella más brillosa de la constelación, siendo superada por α, γ, β y ζ Cephei. Magar nun tien nome propiu habitual, xuntu a θ Cephei dacuando ye conocida como Al Kidr.
Asitiada a 47 años lluz del Sistema Solar, Eta Cephei ye una subxigante naranxa de tipu espectral K0IV con una temperatura efectivo de 4858 ± 78 K.
La so lluminosidá ye 9,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la midida del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu, 2,65 ± 0,04 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so diámetru real, 4,1 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 3,3 km/s.
Eta Cephei tien un conteníu metálico daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,13. Los niveles d'otros elementos como siliciu y cobaltu son bien paecíos a los del Sol, al igual qu'asocede pa elementos del procesu-s como itriu, zirconiu y ceriu.
El so velocidá relativa respectu al Sol de 104 km/s —7 vegaes superior a la media— según la so baxa metalicidá, suxuren que pue ser una visitante de rexones más esternes de la galaxa.
Con una masa un 60% mayor que la masa solar, la edá d'Eta Cephei envalórase en 1600 millones d'años.
Eta Coronae Borealis
Eta Coronae Borealis (η CrB / 2 Coronae Borealis ) ye una estrella binaria asitiada na constelación de la Corona Boreal.
Alcuéntrase a 58 años lluz del Sistema Solar y, al igual que γ Leporis o χ Orionis, forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Los dos componentes d'Eta Coronae Borealis son nanes marielles asemeyaes al nuesu Sol.
La estrella principal, Eta Coronae Borealis A (HD 137107 / HR 5727 / GJ 584 A), tien magnitú aparente +5,58.
El so tipu espectral ye G0V y tien una temperatura efectivo de 5970 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3 km/s y tien una masa de 1,24 ± 0,05 mases solares.
Pela so parte, la estrella secundaria, Eta Coronae Borealis B (HD 137108 / HR 5728 / GJ 584 B), tien magnitú aparente +6,08. El so tipu espectral ye G3V y tien una masa de 1,10 ± 0,04 mases solares.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 41,63 años, siendo la órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,28).
La metalicidá d'esti sistema ye igual a la solar ([Fe/H] = +0,00); otros elementos evaluaos como magnesiu y siliciu presenten tamién niveles asemeyaos a los del Sol.
En 2001 detectóse una nana marrón n'órbita alredor de la binaria Eta Coronae Borealis AB.
La distancia a la que s'atopa al respective de ella ye de más de 1000 UA.
Paez tener un baxu conteníu metálico ([Fe/H] = -0,20).
Esiste evidencia de que dichu oxetu tien un espectru variable, lo que puede ser atribuyíu a zones non homoxénees na so superficie qu'entren y salen del campu de visión por cuenta de la rotación.
Eta Corvi
Eta Corvi (η Crv / 8 Corvi / HD 109085 / HR 4775) ye una estrella de magnitú aparente +4,31 na constelación de Corvus. Alcuéntrase a 59 años lluz del Sistema Solar.
Anque nun principiu pensóse qu'Eta Corvi yera una estrella xigante o subxigante, güei nun esiste dulda de que ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F2V. Tien una temperatura efectivo de 6815 K y ye un 43% más masiva qu'el Sol, tando la so edá entendida ente 1000 y 1300 millones d'años. Ye casi 5 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye 1,6 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 68 km/s, completando un xiru en menos de 1,33 díes. Emite rayos X xeneraos pola actividá magnética de la estrella.
El satélite IRAS detectó un escesu de radiación infrarroxo procedente d'Eta Corvi. Observaciones na banda submilimétrica —llonxitú d'onda ente l'infrarroxu llonxanu y les microondes— confirmen la presencia d'un escesu de polvu n'órbita alredor de la estrella, con una masa en redol al 60% de la masa de la Lluna y una temperatura de 80 K. Los datos indiquen la esistencia d'un discu circumestelar con un radiu máximu de 180 UA de la estrella. 
Observaciones recién amuesen que la mayor parte de les 100 UA interiores tán relativamente llimpies de material, lo que suxure que puede ser estenáu por un sistema planetariu. Coles mesmes, hai cierta evidencia d'un posible componente adicional con una temperatura averada de 370 ± 60 K, implicando una distancia al respective de la estrella de 1 - 2 UA, magar la so esistencia nun foi confirmada.
Eta Crucis
Eta Crucis (η Cru / HD 105211 / HR 4616) ye una estrella asitiada na rexón meridional de la constelación de la Cruz del Sur.
De magnitú aparente +4,15, alcuéntrase a 64 años lluz del Sistema Solar.
Eta Crucis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F2V con una temperatura efectivo de 6950 K.
El so radiu ye aprosimao un 30% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 63 km/s, lo qu'implica que el so periodu de rotación ye inferior a 1,4 díes.
Tien una metalicidá significativamente menor que la del Sol ([M/H] = -0,29).
Tien una masa de 1,5 mases solares y, anque más nueva que'l Sol, distintos estudios cifren la so edá ente 1500 y 2500 millones d'años.
El preséu MIPS a bordu del Telescopiu Espacial Spitzer detectó un importante escesu de radiación infrarroxo a 70 μm proveniente d'Eta Crucis.
Ello indica la presencia d'un discu circumestelar de polvu arrodiando a la estrella, envalorándose que la temperatura de les partícules de polvu ye inferior a 70 K.
Esti escesu nun fuera detectáu enantes pol satélite IRAS al tar Eta Crucis visualmente cerca —a 2,4 minutos d'arcu— de la variable Mira CL Crucis, brillosa fonte nel infrarroxu.
Eta Cygni
Eta Cygni (η Cyg / 21 Cygni) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +3,88.
Alcuéntrase a 135 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Eta Cygni ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4775 K.
Ye 54 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
Tien un radiu 10,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa xusto per debaxo de 2,5 mases solares.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,04).
Sía que non, ye una estrella estable en que'l so nucleu'l heliu fundir en carbonu y oxíxenu. Piénsase que la fusión del so hidróxenu internu concluyó fai unos 50 millones d'años.
Eta Cygni ye una estrella binaria que la so acompañante, de magnitú aparente +12,0, ta visualmente dixebrada d'ella 7,4 segundos d'arcu.
Esta acompañante puede ser una nana colorada cola metá de masa del Sol, que la so separación al respective de la xigante ye de siquier 325 UA.
Eta Delphini
Eta Delphini (η Del / 3 Delphini) ye una estrella na constelación del Delfín.
Tien magnitú aparente +5,39 y alcuéntrase a 236 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos.
Eta Delphini ye una subxigante blanca de tipu espectral A3IVs, siendo les sos carauterístiques físiques asemeyaes a les de Sarin (δ Herculis).
Tien una temperatura superficial de 9057 K y el so radiu ye aprosimao 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 65 km/s, unes 33 vegaes más apriesa que'l Sol.
Tien una masa 2,25 vegaes mayor que la del Sol y consumió el 64% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
La composición química d'Eta Delphini presenta notables diferencies al respective de la del Sol.
Tolos elementos evaluaos son más abondosos que na nuesa estrella; por casu, la bayura relativa de fierro ye 3,6 vegaes mayor que la solar ([Fe/H] = +0,56).
Los niveles relativos de sodiu, bariu, itriu y estronciu son entá más altos, siendo esti últimu metal 32 vegaes más abondosa que nel Sol.
Nel otru estremu, la bayura relativa de oxíxenu ye igual a la solar.
A lo último, hai de solliñar qu'Eta Delphini paez ser una estrella binaria, magar nada se sabe sobre'l so posible acompañante. Coles mesmes, ta catalogada como posible variable.
Eta Eridani
Eta Eridani ye una estrella de la constelación de Eridanus. Tien el nome tradicional Azha ("el llugar de cría"). La palabra azha ye una corrupción de Pérsicu آشيانه āšiyāne el nial de l'avestruz.
Eta Eridani pertenez a K0 tipu espectral y tien una magnitú aparente de 4,1. Ta a 121 años lluz de la Tierra.
Eta Herculis
Eta Herculis (η Her / 44 Herculis / HD 150997) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,49. Alcuéntrase a 112 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Eta Herculis ye una xigante mariella de tipu espectral G7.5IIIb con una temperatura superficial de 4900 K. Relluma con una lluminosidá 50 vegaes superior a la lluminosidá solar. El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular por interferometría (0,00256 segundos d'arcu), ye 9,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Eta Herculis tien un baxu conteníu en metales, siendo la so bayura relativa de fierro aprosimao'l 60% de la del Sol. Con una masa de 2,3 mases solares, la so edá envalórase nunos 1000 millones d'años, cuando empezó la so vida como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0 similar a Vega (α Lyrae).
Una estrella visualmente cerca, a unos 2 minutos d'arcu, paez ser namái una compañera óptica, ensin qu'esista una verdadera rellación física con Eta Herculis.
Eta Hydrae
Eta Hydrae (η Hya / 7 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra de magnitú aparente +4,30.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 586 años lluz (180 pársecs) respectu al Sistema Solar.
Nun tien nome propiu habitual, magar, xuntu a δ Hydrae, ε Hydrae, ζ Hydrae, ρ Hydrae y Al Minliar al Shuja (σ Hydrae), recibió, per parte de Ulugh Beg, el nome de Min al Azʽa el, «pertenecientes a la zona deshabitada».
Eta Hydrae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V, asemeyáu, por casu, a Benetnasch (η Ursae Majoris).
Tien una temperatura efectivo de 18.700 K y la so lluminosidá bolométrica ye 2680 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir del so diámetru angular —0,254 milisegundos d'arcu— y conociendo la distancia a la que se topa, puede evaluase el so diámetru, siendo ésti 4,9 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 101 ± 5 km/s.
Tien una masa envalorada ente 6,75 y 7,0 mases solares y una edá de 31,6 ± 3,9 millones d'años.
Anque Eta Hydrae foi considerada una variable Beta Cephei —figura como tal nel Xeneral Catalogue of Variable Stars con una variación de rellumu de 0,06 magnitúes—, posteriores estudios ponen n'entredichu tala variabilidá.
Eta Hydri
Eta Hydri (η Hyi) designa a dos estrelles distintes na constelación de Hydrus (la hidra machu):
Nota: Nenguna d'estes estrelles tien de ser confundida con Eta Hydrae (η Hya / 7 Hydrae).
Eta Indi
Eta Indi (η Indi) ye una estrella na constelación d'Indus.
De magnitú aparente +4,52, ye la quinta estrella más brillosa en dicha constelación, dempués de α, β, θ y δ Indi.
Asitiada a 79 años lluz de distancia del Sistema Solar, Eta Indi ye una subxigante blanca de tipu espectral A9IV, enantes clasificada como A7III-IV-A9.
Tien una temperatura efectivo de 7400 ± 20 K y la so lluminosidá ye 7,2 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 64% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 122 km/s.
Con una masa de 1,62 mases solares, tien una edá envalorada de 250 ± 200 millones d'años.
Eta Indi tien un conteníu metálico 2,5 vegaes superior a la solar ([M/H] = +0,40).
Observaciones llevaes a cabu col Telescopiu espacial Spitzer nun detectaron un escesu nel infrarroxu que evidencie la presencia d'un discu circumestelar de polvu y escombros.
Eta Leonis
Eta Leonis (η Lleo / 30 Leonis / HD 87737) ye una estrella de magnitú aparente +3,52 na constelación de Lleo, la octava más brillosa de la mesma pero tamién la más distante ente elles, yá que s'atopa en redol a 2000 o 2100 años lluz del Sistema Solar.
Eta Leonis ye una superxigante blanca de tipu espectral A0Ib y 9900 K de temperatura. Anque descomanadamente lluminosa, 16.400 vegaes más qu'el Sol, la so lluminosidá queda llueñe d'otres superxigantes como Deneb (α Cygni). Temperatura y lluminosidá dan como resultáu un radiu 44 vegaes mayor qu'el radiu solar. Al igual qu'otres superxigantes, Eta Leonis esperimenta una significativa perda de masa, a un ritmu 100.000 vegaes mayor qu'el del Sol. Paez ser una estrella variable que'l so rellumu fluctúa ente magnitú +3,43 y +3,60.
La tapecimientu d'Eta Leonis pola Lluna paez indicar que ye una estrella binaria, con una de les componentes un 60% más brillosu que la otra. Si ello ye asina, la masa combinao de dambes ye 9 vegaes mayor que la masa solar, siendo la separación ente los dos de siquier 60 UA con un periodu orbital de 120 años a lo menos.
Eta Leporis
Eta Leporis (η Lep / 16 Leporis / HD 40136 / HR 2085) ye una estrella de magnitú aparente +3,72 na constelación de Lepus, la llebre. Alcuéntrase a 49 años lluz del Sistema Solar.
Eta Leporis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F1V o F2V con una temperatura superficial de 7000 ~ K. Tien un radiu un 50% mayor qu'el radiu solar y rota con una velocidá igual o superior a 26 km/s.
Tien una masa de 2,3 mases solares
y piénsase que ye una estrella más nueva que'l Sol, con una edá averada de 1300 o 1800 millones d'años —el datu varia según la fonte consultada—.
De carauterístiques físiques similares a η Corvi o β Trianguli Australis, concasa cola primera en que se detectó un escesu de radiación infrarroxo —tantu a 70 como a 24 μm— procedente de la estrella. Ello indica la presencia d'un discu circumestelar de polvu en redol a Eta Leporis, que la so temperatura puede ser d'unos 165 K. Estudios llevaos a cabu col Telescopiu espacial Spitzer suxuren que la parte central del discu ta estenada, lo que puede implicar la presencia de planetes.
Eta Librae
Eta Librae (η Lib / 44 Librae) ye una estrella na constelación de Llibra.
De magnitú aparente +5,42, ye la vigésimosexta estrella más brillosa na constelación, magar llevar la denominación de Bayer «Eta». 
Anguaño alcuéntrase a 149 años lluz de distancia del Sistema Solar, pero dientro de 1,1 millones d'años va tener llugar el so máximu acercamientu a la Tierra, cuando va tar a 67 años lluz.
Eta Librae ye una subxigante blanca de tipu espectral A6IV, enantes clasificada como F0IV.
Según un estudiu, pue que nun sía una auténtica subxigante, y percorrería namái la metá del so camín como estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 7780 K y relluma con una lluminosidá 18 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 115 km/s y tien una masa de 1,78 mases solares.
Eta Librae ye una estrella químicamente peculiar, magar nun paez ser variable.
La so composición química afaya ciertes anomalíes, siendo dellos elementos sobreabundantes y otros deficitarios.
Ente los primeres cabe solliñar el ceriu, samariu y neodimiu, siendo la bayura d'esti postreru 4,5 vegaes mayor que nel Sol. Otra manera, el nivel de cobre apenes algama la metá del nivel solar.
Eta Lupi
Eta Lupi (η Lup / HD 143118 / HR 5948) ye un sistema estelar de magnitú aparente +3,41 na constelación de Lupus, el llobu.
Alcuéntrase a 441 años lluz del Sistema Solar y, al igual qu'otres estrelles de la constelación como α Lupi o γ Lupi, ye miembru de la subasociación «Centaurus Cimera-Lupus» o UCL, que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus.
La estrella principal del sistema, Eta Lupi A, apaez catalogada como subxigante azul de tipu espectral B2.5IV na base de datos SIMBAD, pero recién estudios sostienen qu'entá nun abandonó la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 21.800 K y una lluminosidá —incluyendo una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 4.570 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 4,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y, como otres estrelles análogues, rota bien apriesa. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 210 km/s, correspondiendo un periodu de rotación igual o inferior a 1,1 díes.
Con una masa envalorada de 8,5 mases solares, la so edá averada ye de 28 millones d'años, lo que correspuende a namái un terciu de la so estancia dientro de la secuencia principal.
La estrella secundaria, Eta Lupi B, tien magnitú aparente +7,5 y ta dixebrada visualmente 14,4 segundos d'arcu del so brillosu compañera.
A partir del so rellumu sábese que ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A4V. 15 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa aprosimao'l doble de la masa solar.
La separación ente dambes estrelles ye cimera a 1950 UA, lo qu'implica que el so periodu orbital ye de más de 26.000 años.
Una tercer estrella —llamada Eta Lupi D— paez tamién formar parte del sistema.
Eta Lyrae
Eta Lyrae (η Lyr / η Lyrae) ye una estrella na constelación de Lyra. El so nome tradicional ye Aladfar (palabra árabe pa garres).
Eta Orionis
Eta Orionis (η Ori), ye un sistema binariu d'estrelles asitiáu na constelación d'Orión que ta formáu por dos estrelles azules que xiren en redol a un centru común de gravedá y nun planu orbital empobináu escontra la Tierra, polo que, cada ciertu tiempu (nesti casu 7,9892 díes) clísense (pasen una per delantre de la otra), amenorgándose'l rellumu del componente mayor (A) en 0.29 magnitúes (de 3.31 a 3.60). 
Por esti motivu Eta Orionis ta catalogada entós, como una variable eclipsante, de tipu Algol (Beta Persei), la estella tipu d'esta clase de variables, de les cuálos conocemos, aprosimao, unes 2.000. 
Paralelamente, detectóse qu'Eta orionis sufre una variación de rellumu accesoria, del tipu de Beta Cepheii (Pulsante) qu'asocede solo n'estrelles de clase O y B en periodos de tiempu bien curtios (0.1-0.6 díes) y con amplitúes de 0.01 a 0.3 magnitúes.
Eta Phoenicis
Eta Phoenicis (η Phe) ye una estrella na constelación de Fénix.
De magnitú aparente +4,37, ye l'octavu astru más brillosu na so constelación.
Alcuéntrase a 246 años lluz del Sistema Solar.
Eta Phoenicis ta catalogada como una subxigante blanca de tipu espectral A0IV, anque un recién estudiu señala qu'entá un quéda-y un 13% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
La so lluminosidá ye 121 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una temperatura efectivo ente 9261 y 9772 K.
El so radiu, evaluáu a partir de la midida indirecta del so diámetru aparente, ye unes 3,5 vegaes más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación devasa los 133 km/s.
Completa un xiru sobre sigo mesma cada 33,6 hores.
Tien una masa de 2,9 mases solares y una edá averada de 325 millones d'años.
Ye una estrella lluminosa en rayos X, siendo la so lluminosidá nesta rexón del espectru de 270 × 10 W, comparable a la de 34 Virginis o a la de KW Hydrae.
Eta Phoenicis mover pol espaciu con una órbita galáctica sosprendentemente paecida a la del Sistema Solar. Ello ye que la so velocidá relativa respectu al Sol ye de namái 8,9 km/s.
Eta Phoenicis ye una estrella binaria, tando la so compañera estelar visualmente separada d'ella 19,8 segundos d'arcu. De magnitú aparente +11,5, piénsase que ye una nana naranxa de tipu K2-5V.
Coles mesmes, Eta Phoenicis tópase arrodiada por un discu circumestelar de polvu, detectáu na rexón infrarroxa del espectru a 70 μm.
Eta Sagittae
Eta Sagittae (η Sge / 16 Sagittae / HD 190608 / HR 7679) ye una estrella na constelación de Sagita, la flecha, de magnitú aparente +5,10.
Asitiada a 162 años lluz de distancia del Sistema Solar, ye probable que forme parte la corriente d'estrelles de les Híades.
Eta Sagittae ye una de les munches xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu; nesta mesma constelación, Sham (α Sagittae) —la estrella más brillosa—, ye una estrella d'esta clase.
De tipu espectral K2III, Eta Sagittae tien una temperatura efectivo de 4741 K.
El so radiu, anque ye 7,5 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye pequeñu pa una xigante; asina, el so tamañu equival a 3/4 partes del de Pólux (β Geminorum) —la xigante naranxa más próxima al Sol— y ye 2,7 vegaes menor qu'el de la mentada Sham.
Eta Sagittae tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de namái 1 km/s.
La so masa ye aprosimao un 50% mayor que la masa solar, pero ye una estrella muncho más evolucionada, con una edá averada de 2770 ± 940 millones d'años.
Eta Sagittarii
Eta Sagittarii (η Sgr / HD 167618 / HR 6832) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,10. Recibe los nomes, raramente utilizaos, de Sephdar, del árabe الصفدر "al-safdar", «guerreru violentu», y Roxura Furoris, proveniente del llatín y que'l so significáu ye «roxura furioso». D'antiguo recibió'l nome de Beta Telescopii (β Tel).
A diferencia de la mayor parte de les estrelles na constelación, que son estrelles azules calientes, Eta Sagittarii ye una xigante colorada fría de tipu espectral M3.5III. Con una lluminosidá —incluyida la radiación emitida nel infrarroxu— 585 vegaes superior a la del Sol, el so radiu ye 62 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a trés cuartes partes de la distancia ente Mercuriu y el Sol. Como otres estrelles asemeyaes, Eta Sagittarii ye una variable irregular con una variación nel so rellumu de 0,07 magnitúes, non perceptible a simple vista. Alcuéntrase a 149 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Eta Sagittarii forma un sistema binariu con una compañera de magnitú +7,8 visualmente a 3,6 segundos d'arcu. A partir del so rellumu, puede deducise qu'ésta última ye una nana mariella —probablemente de tipu F7V— a una distancia real de la estrella xigante de siquier 165 UA. Emplega 1270 años a lo menos en completar la so órbita.
Eta Scorpii
Eta Scorpii (η Sco / HD 155203 / HR 6380) ye una estrella de magnitú aparente +3,33 asitiada na constelación del Escorpión.
Ye la estrella más meridional ente les que formen la figura clásica de la constelación, nun siendo visible percima de llatitú 47ºN.
A diferencia de munches de les estrelles del Escorpión, estrelles OB pertenecientes a la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus, Eta Scorpii ye una estrella muncho más cercana —distante 72 años lluz— de tipu espectral F5, catalogada indistintamente como xigante, subxigante o estrella de la secuencia principal. La so lluminosidá, 17,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, y la so temperatura superficial de 6700 ~ K, conducen a un diámetru 3,1 vegaes más grande qu'el del Sol. Estos parámetros indiquen qu'Eta Scorpii apenes ta empecipiando'l so tresformamientu en xigante; paez qu'acaba de rematar la combustión del so hidróxenu internu, polo qu'en cierto se debe ser considerada como una verdadera subxigante. Con una masa de 1,7 mases solares, puede tener una edá averada de 1800 millones d'años.
Eta Scorpii amuesa una alta velocidá de rotación, igual o superior a 155 km/s, implicando un periodu de rotación de menos d'un día. El campu magnéticu estelar esistente, consecuencia de la so rápida rotación, produz el calentamientu del so corona, que emite rayos X. Tien una metalicidá comparable a la del Sol.
Eta Scuti
Eta Scuti (η Sct / HD 175751 / HR 7149 / HIP 93026) ye una estrella na constelación de Scutum, l'escudu.
De magnitú aparente +4,83, ye la sesta más brillosa de la so constelación, dempués de α, β, ζ, γ y δ Scuti.
Alcuéntrase a 207 años lluz del Sistema Solar.
Eta Scuti ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo ente 4645 y 4710 K.
Ye 54 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru unes 11 vegaes más grande qu'el diámetru solar, comparable al de la conocida Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más cercana a nós.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s.
Eta Scuti ostenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] en redol a +0,02.
Tocantes a la so edá, ésta envalórase en 2800 millones d'años.
Con una masa envalorada de 1,42 mases solares, la so cinemática correspuende a la d'una estrella perteneciente a la denominada «corriente de Hércules»; ésti ye un grupu grande estrelles nes cercaníes del Sistema Solar que la so velocidá de rotación en redol al centru galácticu difier significativamente de la que tienen la gran mayoría de les estrelles de la Vía Lláctea.
Eta Serpentis
Eta Serpentis (η Ser / 58 Serpentis / HD 168723) ye una estrella na constelación de Serpens de magnitú aparente +3,26. Asitiada en Serpens Cauda —la cola de la culiebra—, ye la segunda estrella más brillosa del conxuntu de la constelación, namái superada por Unukalhai (α Serpentis). Magar nun tien nome propiu habitual, dacuando recibe'l nome de Tang, del mandarín 唐朝 "Táng Cháo", pola dinastía imperial Tang.
Asitiada a 60,5 años lluz del Sistema Solar, Eta Serpentis ye una xigante naranxa o subxigante de tipu espectral K0III-IV, con una temperatura efectivo de 4871 K. La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la midida del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu, 2,98 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so diámetru real, casi seis veces más grande qu'el del Sol.
Eta Serpentis tien un conteníu metálico inferior al del Sol, con un valor entendíu ente'l 66% y el 72% del mesmu —la cifra exauta varia según autores. Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,0 ± 0,5 km/s. La so masa envalorada ye de 1,84 mases solares y puede tener una edá d'aprosimao 2800 millones d'años. Fai unos 150 millones d'años terminó la fusión del so hidróxenu internu y probablemente tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte de heliu; cuando nun futuru convertir nuna xigante colorada, va ser 25 vegaes más lluminosa que na actualidá.
Eta Telescopii
Eta Telescopii (η Tel / HD 181296 / HR 7329) ye un sistema binariu compuestu por una estrella blanca de la secuencia principal y una nana marrón. Asitiáu en constelación de Telescopium, alcuéntrase a 155 años lluz de distancia del Sistema Solar. Forma parte de la Asociación estelar de Beta Pictoris.
La estrella blanca, de magnitú aparente +5,03, tien tipu espectral A0Vn y una temperatura de 9207 K. Ye una estrella nueva con una edá envalorada ente 12 y 30 millones d'años, que la so lluminosidá ye 22 vegaes mayor que la del Sol. Como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, ye más masiva que'l Sol, con una masa de 2,9 mases solares. La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye cimeru a la del Sol nun 15%.
Visualmente a 4,17 ± 0,05 segundos d'arcu, alcuéntrase'l so acompañante (HD 181296 B), una nana marrón de tipu M7/M8 que la so temperatura efectivo ye de 2600 ± 200 K. Hasta'l momentu nun se reparó movimientu orbital dalgunu, siendo la separación ente dambos oxetos de siquier 198 UA.
Eta1 Pictoris
Eta1 Pictoris (η Pic) ye una estrella na constelación de Pictor de magnitú aparente +5,39.
Alcuéntrase a 85 años lluz del Sistema Solar y el so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 1,1 millones d'años, cuando tuvo a 24,3 años lluz de distancia.
Eta1 Pictoris ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V, similar a ψ Capricorni, 58 Ophiuchi o 6 Ceti.
Tien una temperatura superficial de 6632 K y la so lluminosidá ye 4,1 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 22,7 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye, a lo más, de 3,28 díes.
Tien un conteníu metálico un 41% más altu qu'el del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,15.
Tien una masa un 36% mayor que la masa solar y tien una edá entendida ente 900 y 1800 millones d'años, siendo 1400 millones d'años la so edá más probable.
Eta1 Pictoris puede formar un sistema binariu con CD-49 1541B, estrella de magnitú +13,0. La separación visual ente dambes ye de 11 segundos d'arcu.
Anque la magnitú d'esti oxetu ye compatible cola d'una compañera estelar real, la so posición midida en 2005 suxure que ye una estrella de fondu muncho más alloñada, que nun comparte movimientu con Eta1 Pictoris.
Eta2 Hydri
Eta2 Hydri (η Hyi / HD 11977 / HR 570) ye una estrella na constelación de Hydrus de magnitú aparente +4,69. Ensin nome propiu tradicional, comparte la denominación de Bayer "Eta" con Eta1 Hydri, magar nun esiste rellación física ente dambes estrelles. En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'Eta2 Hydri.
Asitiada a 217 años lluz de distancia del Sistema Solar, Eta2 Hydri ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G8.5III.
De similares carauterístiques a Vindemiatrix (ε Virginis) o Altais (δ Draconis), el diámetru d'Eta2 Hydri ye 13 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una temperatura efectivo de 4975 K y una lluminosidá 74 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con una masa de 1,9 mases solares, la so edá envalórase en 1250 millones d'años; nel pasáu probablemente yera una estrella de la secuencia principal de tipu A.
La so metalicidá (bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu), ye menor que la del Sol, aprosimao un 60% de la mesma.
El planeta, denomináu HD 11977 b, tien una masa igual o superior a 6,54 vegaes la masa de Xúpiter. Orbita alredor de la estrella a una distancia media de 1,93 UA con periodu orbital de 711 díes, magar la órbita ye considerablemente escéntrica (ε = 0,40).
Etamin
Etamin o Eltanin (γ Draconis / γ Dra / 33 Draconis) ye la estrella de mayor rellumu na constelación del Dragón. Asitiada na cabeza del mesmu, tien magnitú aparente +2,24.
Ye la estrella brillosa más cercana al puntu d'iviernu» del coluro solsticial, meridianu de la esfera celeste que pasa polos polos y los solsticios d'iviernu y branu.
El nome de Etamin —según les sos distintes variantes "Ettanin", "Etannin", "Etanim" y "Etamin"— provienen del árabe "Al Rās al Tinnīn", que'l so significáu ye «culiebra», n'alusión al conxuntu de la constelación.
Na antigüedá, Etamin goció d'importancia nel valle del Nilu, cuando dexó de ser circumpolar aprosimao nel 5000 e.C.
Unos sieglos dempués pasó a ser la sucesora natural de Dubhe (α Ursae Majoris), hasta entós l'oxetu prominente d'adoración nos templos del baxu Exiptu.
γ Draconis yera ellí conocida como "Isis" o "Taurt Isis" y señalaba la cabeza del Hipopótamu que formaba parte del actual Draco.
El so orto yera visible 3500 ~ e.C. nel corredores centrales de los templos de Hathor en Dendera y de Mut en Tebas, ente que Canopo (α Carinae) yera reparada na mesma dómina nes apertures empobinaes escontra'l sur.
Yá na dómina moderna, γ Draconis foi llamada Estrella del Cenit —en inglés "Zenith Star"— en virtú a la so proximidá al cenit cuando yera reparada dende la llatitú del Real Observatoriu de Greenwich.
Etamin ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura superficial de 3966 K.
Anguaño ta a 148 años lluz del Sistema Solar, pero averar escontra nós de forma que, dientro de 1,5 millones d'años, va alcuéntrase a tan solo 28 años lluz; entós va ser, xuntu a Siriu, la estrella más brillosa del cielu nocherniegu. El so radiu ye 50 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá ye 600 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una metalicidá inferior a la solar, aprosimao 3/4 partes de la mesma.
En 1728, mientres intentaba midir la paralax d'esta estrella, James Bradley afayó la aberración de la lluz causada pola velocidá del movimientu de la Tierra en rellación a la velocidá de la lluz proveniente de la estrella. Esti descubrimientu probó la teoría de Copérnico de que la Tierra xiraba alredor del Sol.
EU Delphini
EU Delphini (EU Del / HD 196610 / HR 7886 / HIP 101810) ye una estrella variable na constelación de Delphinus. Ta asitiada al norte de la constelación, cerca de la estrella O Delphini, tamién variable. La so variabilidá afayóse por T.Y. Espin en 1895. Alcuéntrase a 360 años lluz de distancia de la Tierra.
EU Delphini ye una xigante colorada de tipu espectral M6III con una temperatura efectivo de 3243 K.
El so diámetru angular, midíu per aciu interferometría, ye d'aprosimao 12,30 milisegundos d'arcu. Si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, el so radiu estenderíase casi hasta la órbita del planeta Venus. La so masa probablemente sía daqué mayor que la del Sol. Trátase d'una estrella nes etapes finales de la so evolución, cuando se volvió inestable y empezó a púlsar; la pulsación dirá acentuándose hasta que la estrella espulse les sos capes esteriores. El nucleu resultante va formar una nana blanca.
EU Delphini ye una de les llamaes variables coloraes de pequeña amplitú» (SARV, del inglés "Small-amplitude Rede Variables"), que les sos variaciones de rellumu son menores que nes variables Mira. Ye una variable semirregular SRB, esto ye, el so periodicidá ta pocu definida. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,79 y +6,90 nun ciclu de 59,7 díes.
EV Lacertae
EV Lacertae (EV Lac / GJ 873 / HIP 112460 / LHS 3853) ye una estrella a solu 16,5 años lluz del Sistema Solar na constelación de Lacerta (Llagartu). Los sos vecinos más próximos son los sistemes estelares Kruger 60, a 4,9 años lluz y Groombridge 34, a 6,2 años lluz.
EV Lacertae ye una nana colorada de tipu espectral M3.5yque la so temperatura efectivo ye de 3410 K.
La so lluminosidá correspuende al 0,17% de la del Sol y la so masa al 33% de la masa solar.
El so radiu ye de 0,31 radios solares y rota rápido —pa ser una nana colorada—, siendo el so periodu de rotación de 4,4 díes.
Tien un fuerte fluxu magnético superficial de 3900 G.
Ye una estrella acandilante, un tipu de estrella variable que despide fogarales que causen aumentos impredicibles nel so rellumu, siendo la estrella UV Ceti l'exemplu meyor conocíu. Cuando ta inactiva la magnitú aparente de EV Lacertae ye +10,30, pero esta puede aumentar hasta +6,70 mientres les erupciones.
EV Lacertae ye una de les estrelles acandilantes más estudiaes, yá que tamién ye una estrella bien activa. Sirva como exemplu un estudiu realizáu mientres nueve noche ente 1986 y 1987 onde se repararon 50 fogarales en dichu intervalu. Observaciones llevaes a cabu en 2001 punxeron de manifiestu que los fogarales tienen llugar en toles llonxitúes d'onda estudiaes, dende ondes de radiu hasta rayos X. Los fogarales pueden esplicase considerando un gran volume magnético, comparable al discu estelar, y qu'implica electrones atrapaos, qu'aparra nun intervalu de delles hores.
El 25 d'abril de 2008, dellos astrónomos de la NASA detectaron al traviés del satélite Swift una enorme fogaral en EV Lacertae. Esti fogaral foi miles de vegaes más potente que la mayor reparada hasta agora nel Sol, conteniendo millones de vegaes superior que la enerxía d'una bomba nuclear. Fogarales como esta pueden afarar la atmósfera de planetes onde hubiera vida, esterilizando la so superficie.
EW Lacertae
EW Lacertae (EW Lac / HD 217050) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada na parte central de la mesma a 25 segundos d'arcu en ascensión reuta de la llende cola constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 821 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral B4IIIpe, EW Lacertae ye una de les estrelles Be más complexes y más reparaes.
Tien una temperatura efectivo de 17.900 K y la so lluminosidá ye 3.235 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa siete veces mayor que la masa solar, tien una edá averada de 40 millones d'años.
EW Lacertae ye una variable eruptiva del tipu Gamma Cassiopeiae qu'esperimenta perda de masa dende la so zona ecuatorial, consecuencia de la so rápida velocidá de rotación de 350 km/s.
El rellumu de EW Lacertae bazcuya ente magnitú aparente +5,22 y +5,48, anque esta amplitú ye variable. En distintes dómines el periodu foi camudando de 0,7364 díes en 1951 para dempués fluctuar ente 0,800 y 0,700 díes; en 1981 el so periodu yera de 0,711 díes, aumentando darréu a 0,722 díes.
El so espectru tamién indica pulsaciones cuasi-periódiques d'aprosimao 1 día.
EX Ceti
EX Ceti (EX Cet) ye una estrella de magnitú aparente +7,66 encuadrada na constelación de Cetus.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 78 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Forma parte de la Asociación estelar de Hércules-Lyra, a la que tamién pertenecen, ente otres, υ Aquarii y HN Pegasi.
EX Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G5V, daqué más fría y tenue que nuesu Sol, y d'asemeyaes carauterístiques a les de 61 Virginis o LW Comae Berenices.
Tien una temperatura efectivo de 5303 ± 42 K y la so lluminosidá bolométrica equival al 44% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu correspuende al 80% del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2 km/s.
Con una masa un 14% inferior a la del Sol, nun esiste un claru consensu tocantes a la so antigüedá.
Pola so pertenencia a l'Asociación estelar Hércules-Lyra, envaloróse la so edá en 200 millones d'años, pero otru estudiu amenorga esta cifra hasta los 40,7 millones d'años.
EX Ceti evidencia un conteníu metálico igual a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = 0,00.
Anque amuesa ciertu empobrecimientu en sodiu y níquel ([Ni/H] = -0,21), el so conteníu relativo de azufre dobla l'esistente nel Sol.
Nestes variables —ente les que se cunten les tamién nanes marielles ξ Bootis A o LW Comae Berenices— les variaciones de lluminosidá débese a la esistencia de manches na superficie estelar o otru tipu d'actividá cromosférica.
EZ Aquarii
EZ Aquarii ye un sistema triple que falta de la Tierra aprosimao 3.4 pc o 11.08 A.N. Pertenez a la constelación d'Acuariu. Los sos trés componentes tienen tipu espectral M y son nanes coloraes. La componente principal ye tamién una binaria espectroscópica.
El movimientu propiu de EZ Aquarii puede ser afayáu por Willen Jacob Luyten (1899-1994). Los trés paecen ser nanes coloraes de tipu M. Siquier una de los trés estrelles ye una estrella acandilante, pero ye bien débil pa ser reparada a güeyu.
EZ Aquarii A ye una nana colorada de secuencia principal de tipu M5.0-5.5 (Ve) variable, d'un décimu de la masa solar (0.1187) y lluminosidá de 8.7-12/100.000 vegaes la del Sol.
EZ Aquarii C, como les otres dos probablemente sía una nana colorada tipu M, de menos d'un décimu de masa solar.
Una busca d'oxetos col telescópio espacial Hubble nun apurrió evidencia d'oxetos de tipu xovianu o nanes marrones alredor del sistema triple. 
El sistema más cercanu ye Lacaille 9352, 1.29 pc o 4.21 años-lluz.
EZ Muscae
EZ Muscae (EZ Mus / HD 116890 / HR 5066) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,19 asitiada na constelación de Musca. 
Alcuéntrase a 698 años lluz de distancia del Sistema Solar.
EZ Muscae ye una estrella de tipu espectral B8V —tamién clasificada como B9psi— con una temperatura efectivo de 12.940 K.
Tien una lluminosidá 427 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa de 4,0 ± 0,2 mases solares.
El so radiu ye 3,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
Con una edá de 132 millones d'años, ta terminando la so etapa como estrella de la secuencia principal.
EZ Muscae ye una estrella químicamente peculiar —en concretu una estrella Bp con llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un intensu campu magnéticu llonxitudinal de -292 G.
Estes variables —ente les que cabo citar a μ Leporis o β Hydrae— amuesen una variación de rellumu inferior a 0,1 magnitúes; asina, la variación de rellumu de EZ Muscae ye de 0,09 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 4,3127 díes.
F Carinae
f Carinae (f Car) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +4,51.
La paralax midida pol satélite Hipparcos —5,39 ± 0,14 milisegundos d'arcu— emplaza a f Carinae a 605 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru na midida del 2,6%.
El so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 5,7 millones d'años, cuando tuvo a una distancia de 233 años lluz.
f Carinae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2.5V(y).
Tien una temperatura efectivo de 18.513 K.
Envalórase que el so radiu ye 4,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 283 km/s.
La so lluminosidá ye 1413 vegaes superior a la del Sol.
Anque tien una masa de 7,1 ± 0,1 mases solares, ésta queda per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
f Carinae ye una estrella variable, polo que recibe la denominación de V334 Carinae.
Ye una estrella Be —como α Arae o PP Carinae— que la so variación de rellumu ye de 0,11 magnitúes.
F Puppis
F Puppis (F Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del antiguu Navío Argos.
De magnitú aparente +5,25, alcuéntrase a 463 años lluz del Sistema Solar.
Fai 3,7 millones d'años —nel pliocenu— foi cuando tuvo a una menor distancia al respective de la Tierra, 126 años lluz, algamando entós el so rellumu magnitú +2,42.
F Puppis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, clasificada tamién como A0V.
Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión del so hidróxenu internu, pero ye considerablemente más caliente y lluminosa que la nuesa estrella.
Tien una temperatura efectivo de 9060 K y la so lluminosidá ye 121 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Sicasí, paez tar terminando la so etapa na secuencia principal, siendo la so lluminosidá mayor que la d'otres conocíes estrelles A1V como Merak (β Ursae Majoris) o α Lacertae.
Xira a una velocidá de rotación de siquier 48 km/s.
Tien una masa de 2,96 ± 0,05 mases solares y una edá averada de 675 millones d'años.
FF Andromedae
FF Andromedae (FF And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente media +10,38, alcuéntrase visualmente a pocu más de 2º al nordés de π Andromedae.
Alcuéntrase a 76 años lluz del Sistema Solar.
FF Andromedae ye, en primer instancia, una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes de tipu espectral M1Ve.
Prácticamente iguales, la temperatura efectivo de dambes ta entendida ente 3600 y 3890 K.
Caúna d'elles porta una masa ente 0,41 y 0,55 mases solares.
El so radiu puede tar en redol al 65% del radiu solar y xiren sobre sigo mesmes con una elevada velocidá de rotación de siquier 14 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 2,1703 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,03 UA.
El planu orbital ta inclináu 60º y nun ye una binaria eclipsante.
El proyectu 2MASS dexó detectar una estrella de bien baxa masa —alredor de 0,09 mases solares— que se mueve alredor de la binaria.
FF Andromedae ye una variable BY Draconis que la so amplitú de variación ye de cerca de 0,9 magnitúes.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de FF Andromedae ye de 0,035×10 W.
Piénsase, amás, que les componentes de la binaria son estrelles acandilantes.
FF Aquilae
FF Aquilae (FF Aql) ye una estrella variable na constelación del Águila de magnitú aparente media +5,31. La midida de la so paralax llevada a cabu col Telescopiu espacial Hubble (2,81 ± 0,18 milisegundos d'arcu) dexó calcular la so distancia al Sistema Solar, aprosimao 1160 años lluz.
FF Aquilae pertenez al grupu de les cefeides, clase de variables pulsantes qu'amuesen modulaciones periódiques na so lluminosidá desaxeradamente regulares, siendo Mekbuda (ζ Geminorum) y η Aquilae —esta postrera tamién na constelación de la Águila— dos de los sos más conocíes representantes. El rellumu de FF Aquilae bazcuya ente magnitú +5,18 y +5,68 a lo llargo d'un periodu de 4,470916 díes.
La estimación del so diámetru angular (0,48 milisegundos d'arcu), xunida a la distancia calculada a partir de la so paralax, da como resultáu un diámetru real aprosimao 18 vegaes más grande qu'el del Sol. Esti valor nun ye escesivu pa una estrella de les sos carauterístiques; como exemplu, η Aquilae tien un diámetru unes 60 vegaes mayor qu'el diámetru solar. FF Aquilae tien una masa averada de 4,5 mases solares y una edá de 50 ± 4 millones d'años.
La metalicidá de FF Aquilae ye comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,02).
Cobre, cinc y itriu son casi'l doble d'abondosos que nel Sol, pero elemento como carbonu y magnesiu son deficitarios ([C/H] = -0,26).
FF Aquilae ye, amás, una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 1432,4 díes. La compañera paez ser una estrella de la secuencia principal de tipu F1V con una masa de 1,6 mases solares, dixebrada de la estrella principal unes 4,5 UA.
FF Virginis
FF Virginis (FF Vir) ye una estrella de magnitú aparente +7,12 na constelación de Virgu que s'alcuentra 3º al norte de φ Virginis.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 347 ± 24 años lluz de distancia del Sistema Solar.
FF Virginis ye una estrella blanca de tipu espectral A2p, onde la «p» indica que ye una estrella químicamente peculiar.
La so temperatura efectivo ye de 9330 - 9500 K y la so lluminosidá ye 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,15 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s, completando una vuelta cada 130 díes.
La so masa ye ente 2 y 2,3 vegaes mayor que la masa solar pero nun esiste consensu tocantes a la so edá; mientres una fonte señala una edá de namái 11 millones d'años, otra alza esta cifra hasta los 114 millones d'años.
El so espectru amuesa llinies d'absorción fuertes de cromu y estronciu y, como ye característicu d'esta clase de variables, tien un gran campu magnéticu ( = 1859 G).
Esta estrella tamién ye conocida como Estrella de Preston, yá que foi l'astrónomu George W. Preston quien en 1970 punxo de manifiestu qu'el so campu magnéticu y el so espectru yeren variables, según que lo elementos más pesaos concentrar nes rexones onde'l campu superficial ye más intensu.
FG Sagittae
FG Sagittae (FG Sge) ye una estrella variable de carauterístiques escepcionales asitiada na constelación de Sagita, la flecha.
D'alcuerdu a la paralax llograda pol satélite Hipparcos (5,38 ± 1,77 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 606 años lluz del Sistema Solar.
FG Sagittae ye una estrella superxigante que s'atopa nel centru d'una nebulosa planetaria moza, denominada He 1-5, qu'espulsó fai unos pocos miles d'años.
Evolucionó significativamente nos últimos años, camudando'l so tipu espectral de B4Ia en 1955 a A5Ia en 1967, a F6Ia en 1972 y anguaño ye una estrella naranxa de tipu espectral K2Ib. Ye un casu únicu d'una estrella que nel intre d'una vida humana camudó de color azul a naranxa col subsiguiente descensu de la so temperatura.
Piénsase que, nel momentu del so descubrimientu, FG Sagittae yera una estrella post-RAG qu'empezara a espulsar les sos capes esternes pa formar una nebulosa planetaria.
La estrella probablemente empezó a aumentar el so rellumu a finales del sieglu XIX de resultes de la ignición nuclear d'una fina capa de heliu qu'arrodiaba'l nucleu inerte de oxíxenu-carbonu.
La enorme enerxía lliberada en dichu procesu favoreció la espansión de les sos capes esternes; como toles estrelles xigantes, FG Sagittae esfrecióse cuando la so lluminosidá foi distribuyida sobre una área superficial muncho más grande.
N'última instancia, FG Sagittae ye un oxetu de flax del heliu final, similar al Oxetu de Sakurai, a puntu de faer una rápida transición escontra una nana blanca.
Les estrelles que, como FG Sagittae, alcuéntrase nes últimes fases de la so vida sufren cambeos importantes na so composición química; per una parte, empiecen a perder les sos capes esternes, formaes sobremanera por hidróxenu y heliu, quedando una fracción cada vegada mayor de la masa estelar compuesta por material resultante de la fusión nuclear.
Como munches estrelles AGB, el espectru de FG Sagittae amuesa munchos elementos provenientes del procesu-s realzaos.
La bayura d'hidróxenu na so superficie ta menguando, posiblemente pola perda de masa estelar al crease la nebulosa planetaria.
La variabilidá de FG Sagittae foi detectada per vegada primera en 1944 por Cuno Hoffmeister.
La so magnitú aparente, que yera +13 en 1900, aumentó hasta +9 mientres los 60 años siguientes pa volver atenuase hasta magnitú +14 en 1992, con un mínimu marcáu de +16 en 1996. Dende los años 1990, pórtase como una variable R Coronae Borealis, con escurecimientos y recuperaciones parciales producíos por polvu qu'escurez la estrella.
Ye una incógnita si esti comportamientu va siguir nel futuru, pero piénsase que posiblemente estos sópitos cambeos van prosiguir hasta que s'escose'l gas de la capa d'heliu, procesu que puede durar dellos sieglos.
FH Leonis
FH Leonis ye una estrella binaria na constelación de Lleo asitiada a 24 minutos d'arcu de ξ Leonis. Alcuéntrase a 383 años lluz del Sistema Solar.
FH Leonis ta compuesta por HD 96273 (HIP 54268) y BD+07 2411B, visualmente a 8,31 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia ente elles de siquier 936 UA. HD 96273 ye la componente más brillosa del sistema con magnitú aparente +8,70. Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F8 con una temperatura efectivo de 6450 K. Tien una velocidá de rotación mínima de 6,7 km/s, con una metalicidá equivalente al 56% de la solar. Pela so parte, BD+07 2411B ye una nana mariella de tipu G3V y magnitú en banda B +10,6. Con una temperatura de 5875 K, la so velocidá de rotación —5,2 km/s— y metalicidá son bien asemeyaes a les de HD 96273, confirmando la rellación física ente dambes estrelles.
El sistema foi catalogáu como una variable cataclísmica —d'ende'l so denominación de variable FH Leonis— cuando'l satélite Hipparcos rexistró un sópitu aumentu nel so rellumu qu'unvió nunos 13 díes, con un posible segundu eventu 170 díes dempués. Les midíes nun dexen estremar en cual de les dos estrelles prodúxose l'españíu. Posteriores estudios del sistema refuguen el so calter de variable cataclísmica y cuestionen inclusive la so variabilidá. El socesu pudo tar causáu por otru oxetu na mesma llinia de visión, pola interaición magnética con un compañeru invisible, por acrecimientu planetariu o por un socesu de microlente. Tampoco puede escluyise qu'el so orixe fuera la contaminación por lluz esvalixao del planeta Xúpiter.
Fi Andromedae
Fi Andromedae o Phi Andromedae (φ And / 42 Andromedae / HD 6811) ye una estrella binaria de la constelación d'Andrómeda. Tamién la conoz pol nome tradicional de Keun Nan Mun, que comparte con χ Andromedae. El nome provién de la frase en mandarín 軍南門 "jūnnánmén", que significa «el portal sur del campamentu». De magnitú aparente +4,26, alcuéntrase a unos 740 años lluz de distancia de la Tierra.
Fi Andromedae A, la componente principal, ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6 IV y magnitú 4,54. Les temperatures nun pudieron ser midíes individualmente al tar les dos estrelles bien próximes, pero asumiendo una temperatura de 14.000 K para Fi Andromedae A, la so lluminosidá (correxida cola radiación emitida nel ultravioleta) sería 1980 vegaes superior a la del Sol. Fi Andromedae B ye una estrella tamién blancu-azulada, pero inda en secuencia principal, siendo'l so tipu B9 V. La so magnitú ye 5,55 y la so lluminosidá ye 350 vegaes mayor que la solar. La separación ente dambes varia ente 80 y 140 UA con un periodu orbital de 372 años, magar los parámetros orbitales pueden contener erros yá que namái se pudo reparar una parte de la órbita. El apoastru —máxima separación ente los dos componentes— va tener llugar en 2075.
Fi Andromedae A ye una estrella Be, una clase d'estrelles arrodiaes por un discu circumestelar que produz llinies d'emisión nel espectru. Estes estrelles tienen siempres una elevada velocidá de rotación (del orde de 200 - 300 km/s), polo que'l valor midíu pa Fi Andromedae, 81 km/s, implica qu'el so exa de rotación ta bastante inclináu al respective de la Tierra. 
Fi Aquarii
Fi Aquarii o Phi Aquarii (φ Aqr / 90 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,22. Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.
Fi Aquarii ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura superficial de 3760 K.
La so lluminosidá —incluyendo una importante cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo— ye 265 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos parámetros dexen envalorar el so radiu, 38,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Asitiada un grau al sur de la eclíptica, Fi Aquarii ye despintáu dacuando pola Lluna, lo que dexa, en función del tiempu qu'emplega'l discu llunar en cubrir la estrella, calcular el so radiu per aciu esta técnica, llográndose un valor de 32,7 radios solares.
Modelos de evolución estelar revelen que la lluminosidá y temperatura de Fi Aquarii son casi idéntiques a les que va tener el nuesu Sol con una edá de 12.200 millones d'años.
Piénsase que Fi Aquarii remató la fusión del hidróxenu fai 2400 millones d'años y anguaño ta aumentando en rellumu con un nucleu inerte de heliu. Nun futuru relativamente cercanu, va empezar a fundir l'heliu en carbonu y oxíxenu, tresformándose nuna de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu.
Fi Cassiopeiae
Fi Cassiopeiae o Phi Cassiopeiae (φ Cas / 34 Cassiopeiae) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,95. Visualmente atopar nun estremu del cúmulu abiertu NGC 457, conocíu en astronomía amateur como «cúmulu de ET», pero piénsase que s'atopa delantre del mesmu y que nun ye un miembru d'él. La distancia a la que s'atopa Fi Cassiopeiae de la Tierra ta suxeta a un altu grau d'incertidume, pudiendo tar ente 2300 y 4500 años lluz; sía que non ye una distancia inferior a los 7900 - 9000 años lluz que nos dixebren de NGC 457, anque dada la gran incertidume esistente en tala midida, podría tar inclusive a la distancia d'ésti.
Les carauterístiques físiques de Fi Cassiopeiae correspuenden a una superxigante blancu-mariella de tipu espectral F0Ia. Si acepta la distancia de 4500 años lluz a Fi Cassiopeiae, los parámetros de la estrella correspuenden a una lluminosidá de 70.000 soles, un radiu de 0,75 UA y una masa 17 vegaes mayor que la masa solar; nel casu de que tuviera a la distancia de NGC 457, los valores seríen una lluminosidá de 215.000 soles, una masa de 25 mases solares, y una edá de 6 millones d'años inferior a la del cúmulu—. Una distancia de 4500 años lluz, sicasí, ye la que ye más consistente coles carauterístiques físiques de delles estrelles acompañantes, Fi Cassiopeiae C —a 134 segundos d'arcu—, Fi Cassiopeiae D —a 179 segundos d'arcu— y Fi Cassiopeiae Y —a 170 segundos d'arcu—. Anque estes estrelles nun paecen tar gravitacionalmente xuníes a Fi Cassiopeiae, comparten un movimientu común al traviés del espaciu porque probablemente tienen un mesmu orixe. Otra estrella denominada Fi Cassiopeiae B nun ta rellacionada con elles como se deduz pol so distintu movimientu.
Fi Ceti
Fi o Phi Ceti (φ Cet) puede referise a cuatro estrelles distintes na constelación de Cetus:
Fi Draconis
Fi Draconis (φ Dra / 43 Draconis / HD 170000) ye un sistema estelar na constelación del Dragón.
Según la tradición árabe ye conocíu como Batentabán Australis, ente que en China yera Shaou Pih, «el ministru menor».
Alcuéntrase a 303 años lluz del Sistema Solar.
Fi Draconis consta de dos estrelles separaes 0,5 segundos d'arcu, Fi Draconis A y Fi Draconis B.
Fi Draconis A ye, de la mesma, una binaria espectroscópica —les componentes denominaes Aa y Ab— con un periodu orbital de 26,7 díes y una separación ente elles de 0,3 UA.
Anque los parámetros de les distintes estrelles nun son bien conocíos, sábese que Fi Draconis Aa ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0p.
Tien una temperatura efectivo averada de 11.300 K y ye 185 vegaes más lluminosa qu'el Sol. La so masa asitiar nel rangu de 3,2 - 3,4 mases solares. 
Amás, ye una estrella peculiar y variable Alfa2 Canum Venaticorum; presenta manches magnéticos riques en siliciu y el so campu magnéticu mediu ye 700 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre. La so velocidá de rotación —calculada a partir de les variaciones de rellumu provocaes poles manches magnétiques— ye de 84 km/s, dando llugar a un periodu de rotación de 1,72 díes.
Pela so parte, Fi Draconis B ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal —probablemente de tipu A4— que la so lluminosidá ye 30 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa ye de 2,2 ~ mases solares. 
Completa una órbita alredor de la binaria Fi Draconis A cada 307,8 años y, anque la separación media con ella ye de 90 UA, l'acusada escentricidá fai qu'ésta varie ente 22 y 157 UA. El próximu periastru —mínima separación ente componentes— va tener llugar en 2116.
El sistema tien una edá envalorada de 210 millones d'años.
Fi Geminorum
Fi Geminorum (φ Gem / 83 Geminorum) ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +4,98.
Anque nun tien nome propiu, xuntu a θ Geminorum, ι Geminorum, ν Geminorum y τ Geminorum, yera conocida como Woo Chow Shih o Woo Choo How, «Los Siete Príncipes Feudales de China».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, alcuéntrase a 223 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Fi Geminorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Asemeyáu a Heze (ζ Virginis) o Megrez (δ Ursae Majoris), la so temperatura superficial ye de 8375 K.
Tien una lluminosidá 44 vegaes superior a la lluminosidá solar, superior a la d'estrellar enantes citaes.
Ello ye consecuencia de la so mayor masa —2,32 vegaes mayor que la masa solar—, según el so estáu evolutivu más avanzáu —percorrió'l 83% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
El so diámetru angular envaloráu, 0,56 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 4,1 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 160 km/s.
Fi Geminorum ye una binaria visual que'l so periodu orbital ye de 581,75 díes.
La órbita ye circular.
Fi Gruis
Fi —o Phi— Gruis (φ Gru / HD 219693 / HR 8859 / HIP 115054) ye una estrella na constelación de la Grulla de magnitú aparente +5,55.
Alcuéntrase a 113 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Fi Gruis una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V. La so temperatura efectivo, según la fonte consultada, ta entendida nel rangu de 6531 a 6554 K.
El so radiu ye un 89% más grande qu'el radiu solar y, con una velocidá de rotación proyeutada de 19,9 km/s, completa una vuelta en menos de 5,14 díes.
Tocantes a el so rotación, les estrelles de la secuencia principal que funden hidróxenu —como'l Sol— estremar de forma bastante definida a una temperatura superficial de 6500 ~ K; aquelles que la so temperatura ta debaxo d'esti valor xiren amodo, les que lo superen facer muncho más apriesa. El motivu d'ello ye que les estrelles más fríes, onde los gases muévense turbulentamente de riba abaxo, xeneren campos magnéticos que son abasnaos por vientos. Estos campos magnéticos, actuando mientres miles de millones d'años, ralenticen la rotación de les estrelles más fríes.
Fi Gruis, llixeramente percima de la llende de temperatura que dixebra dambos grupos, rota a una velocidá casi 10 vegaes mayor que la del Sol, magar esti valor puede ser sensiblemente mayor en función del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Fi Gruis tien un conteníu metálico igual al 81% del que tien el Sol ([Fe/H] = -0,09).
Fi Herculis
Fi Herculis (φ Her / 11 Herculis) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,23.
Ye una binaria espectroscópica que s'atopa a 204 años lluz del Sistema Solar.
La primaria del sistema, Fi Herculis A, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
Tien una temperatura superficial de 11.525 K y ye 92 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru puede ser tres veces más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Asumiendo una edá pal sistema de 210 millones d'años, la masa de Fi Herculis A ye de 3,05 mases solares.
Fi Herculis A ye una estrella de mercuriu-manganesu, identificada como tal en 1965 por K. Osawa.
Sicasí, el so peculiar espectru foi yá reconocíu nel catálogu Henry Draper (1922); cuidao que la mayor parte d'estes estrelles son identificaes polos sos espectros d'altu resolvimientu, el que fuera afayada en dichu catalogo pon de manifiestu les sos acusaes carauterístiques como estrella de mercuriu-manganesu.
Como otres estrelles d'estes carauterístiques, amuesa un escesu de manganesu —yá detectáu por W.W. Morgan en 1933— y de mercuriu.
Los elementos llixeros amuesen niveles solares o llixeramente subsolares, magar escandiu y cromu son claramente sobreabundantes.
Otra manera, el níquel ye deficitariu, anque tolos elementos evaluaos con númberu atómicu cimeru a 28 son más abondosos que na nuesa estrella.
Fi Herculis B ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A8V.
Tien una temperatura de 8000 K y la so velocidá de rotación ye de siquier 50 km/s, enforma mayor que la del so acompañante. La so masa ye un 61% mayor que la del Sol.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 564,7 díes y la órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,47).
Fi Leonis
Fi Leonis (φ Lleo / 73 Leonis / HD 98058) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +4,47. Ta asitiada a 195 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Fi Leonis ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IVn, lo qu'implica que ye una estrella n'evolución más lluminosa y con mayor diámetru qu'una estrella blanca de la secuencia principal. En dicha etapa remató la fusión del hidróxenu nel nucleu estelar, contraer ésti, lo que provoca un aumentu de temperatura que tresllada la fase de fusión d'hidróxenu a la capa qu'arrodia'l nucleu.
Con una lluminosidá 51 vegaes mayor que la lluminosidá solar, el diámetru de Fi Leonis ye 2,9 vegaes más grande qu'el del Sol. 
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín cola que reparamos la so exa de rotación— ye de 250 km/s.
Tien una temperatura efectivo de 7481 K y una masa 2,30 vegaes mayor que la masa solar.
Una tenue estrella de magnitú +9,3, visualmente a 88 segundos d'arcu, pue tar físicamente acomuñada con Fi Leonis.
Fi Ophiuchi
Fi Ophiuchi (φ Oph / 8 Ophiuchi) ye una estrella na constelación de la Ophiuchus de magnitú aparente +4,29.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 244 años lluz del Sistema Solar.
Fi Ophiuchi ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G9III, clasificada tamién como G8IIIa.
Tien una temperatura efectivo de 5023 K —5180 K según otru estudiu—y una lluminosidá 71 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son paecíes a les de la componente más fría de Capella (α Aurigae) o a les de Vindemiatrix (ε vriginis).
Fi Ophiuchi, con una masa 2,96 vegaes mayor que la masa solar, evidencia una metalicidá mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,20).
Tocantes a el so tamañu, el so diámetru calculáu a partir de modelos teóricos— ye 11 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,0 km/s.
Fi Orionis
Fi Orionis o Phi Orionis (φ Ori) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Orión:
Fi Pavonis
Fi Pavonis o Phi Pavonis (φ Pav) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Pavu:
Fi Sagittarii
Fi Sagittarii (φ Sgr / 27 Sagittarii / HD 173300) ye una estrella na constelación de Saxitariu.
De magnitú aparente +3,17, ye'l novenu puntu más brillosu na so constelación.
Xuntu a Nunki (σ Sagittarii), Askella (ζ Sagittarii) y τ Sagittarii, formaba una parte de la casona llunar árabe "Al Naʽām" o "Al Naʽāïm al Ṣādirah".
Fi Sagittarii ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8 catalogada como xigante o subxigante.
Tien una temperatura efectivo de 12.100 K —13.490 K según otra fonte— y relluma con una lluminosidá 475 vegaes superior a la lluminosidá solar, incluyendo la radiación emitida como lluz ultravioleta.
La midida del so diámetru angular —0,567 milisegundos d'arcu— dexa calcular el so radiu, 4,7 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra que concuerda cola llograda a partir de la so temperatura y lluminosidá.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 35 km/s, magar dicha cifra namái ye una llende inferior, pos el valor real depende del enclín del so exa de rotación.
Tien una masa ente 4 y 4,2 mases solares y la so edá envalórase en 165 millones d'años.
Fi Sagittarii alcuéntrase a 239 años lluz del Sistema Solar.
Fi Serpentis
Fi Serpentis (φ Ser / HD 142980 / HR 5940) ye una estrella asitiada en Serpens Caput, una de los dos rexones que formen la constelación de Serpens.
De magnitú aparente +5,54, alcuéntrase a 227 años lluz del Sistema Solar.
Fi Serpentis ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV con una temperatura efectivo ente 4493 y 4571 K, valor que varia según la fonte consultada.
Ye 35 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru unes 10 vegaes más grande qu'el diámetru solar; el so tamañu ye comparable al de η Serpentis, xigante naranxa na constelación de Serpens.
Fi Serpentis xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,6 km/s; dichu valor ye namái una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín del so exa de rotación respectu al observador terrestre.
Fi Serpentis ostenta un conteníu metálico comparable a la solar, tando'l so índiz de metalicidá [Fe/H] ente +0,01 y +0,06.
Tocantes a la so edá, ésta envalórase en 5300 millones d'años.
Con una masa envalorada de 2,2 mases solares, el so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.
Fi Ursae Majoris
Fi Ursae Majoris (φ UMa / 30 Ursae Majoris / HD 85235) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,56.
Alcuéntrase a 510 años lluz del Sistema Solar.
Fi Ursae Majoris ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son subxigantes blanques de tipu espectral A3IV.
Adoptando una temperatura efectivo de 9800 K —consecuente col so tipu espectral—, puede calculase la lluminosidá y radiu de cada componente.
Asina, la estrella principal ye 182 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu de 4,7 radios solares.
La estrella secundaria tien el 90% de la lluminosidá de la so compañera y un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Los período de rotación —calculaos a partir de la velocidá de rotación midida, 29 km/s— son inferiores a 8 díes.
Amuesen ciertu empobrecimientu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— respectu al Sol, con una bayura relativa de fierro en redol al 40% del valor solar.
El sistema tien una edá cercana a los 220 millones d'años.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 105,4 años.
La separación media ente dambes estrelles ye de 54 UA —anque tamién se suxurió que pudiera ser inferior, de 40 ~ UA—, magar la notable escentricidá orbital fai qu'ésta varie ente 30 y 79 UA. El postreru periastru tuvo llugar en 1987.
Fi Velorum
Fi Velorum (φ Velorum / HD 86449 / HR 4023) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +3,52. Tien el nome tradicional de Tseen Ke, 天纪, en chinu mandarín «mapa de les estrelles».
Ta asitiada namái 0,1º al norte del ecuador de la Vía Lláctea.
Fi Velorum ye superxigante azul de tipu espectral B5Ib.
La so temperatura superficial ye de 13.600 K y relluma con una lluminosidá —incluyendo una parte importante de la so enerxía emitida como lluz ultravioleta— 18.200 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 24 vegaes más grande qu'el del Sol, la so velocidá de rotación ye de 33 km/s, lo que supón un periodu de rotación menor de 37 díes.
Tien una masa 10 vegaes mayor que la solar, lo que la asitia xusto na llende ente les estrelles bien masives que rematen la so vida españando como supernoves y aquelles que conclúin los sos díes como nanes blanques.
Fai aprosimao 20 millones d'años nació como una estrella azul de la secuencia principal de tipu B0.5-B1 pero anguaño, una vegada escosáu'l so hidróxenu internu, s'espandió y esfreció.
Nel futuru, conforme se vaya esfreciendo va aumentar entá más de tamañu hasta algamar un radiu 500 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Una posible acompañante visualmente a 39 segundos d'arcu, CPD-53 3075B, paez nun tar físicamente rellacionada con Fi Velorum.
Fi1 Orionis
Fi1 Orionis (φ Orionis / 37 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,40.
Comparte la denominación de Bayer «Fi» con Fi2 Orionis, pero nun esiste rellación física ente dambes.
Ente que Fi1 Orionis alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 1087 años lluz del Sistema Solar, Fi2 Orionis ta nueve veces más cerca.
Fi1 Orionis figura catalogada como xigante azul de tipu espectral B0III.
Tien una elevada temperatura efectivo de 28.900 K y relluma con una lluminosidá —incluyendo la lluz ultravioleta emitida— 29.650 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos valores dexen envalorar el so tamañu, siendo'l so radiu 6,9 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada, que ye una llende inferior, ye de 28 km/s, lo qu'implica que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 12,3 díes.
Con una masa 14 vegaes mayor que la del Sol, ta claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Amás, los anteriores parámetros físicos suxuren que Fi1 Orionis nun ye en realidá una verdadera xigante, sinón qu'inda ta fundiendo la so hidróxenu.
Tien una edá de 7,2 millones d'años y piénsase qu'apenes escurrió'l 60% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Fi1 Orionis tien una compañera estelar, siendo una binaria espectroscópica.
El periodu orbital d'esta acompañante ye de 8,4 años.
Nun contestu más ampliu, Fi1 Orionis forma parte de la Asociación estelar de Lambda Orionis —conocida tamién como Collinder 69—, que la so representante más brillosu ye la mesma Meissa (λ Orionis).
Fi1 Pavonis
Fi1 Pavonis o Phi1 Pavonis (φ Pav / HD 195627 / HR 7848) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +4,76.
Asitiada a 91 años lluz del Sistema Solar, el so máximu acercamientu —72 años lluz— va tener llugar dientro de 499.000 años, cuando'l so rellumu va algamar magnitú +4,25.
Ye miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium.
Fi1 Pavonis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V de carauterístiques asemeyaes a les componentes de Porrima (γ Virginis).
Tien una temperatura de 7000 K y ye unes 8 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La so masa ye un 50% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 200 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma muncho más apriesa que'l Sol, con una velocidá de rotación ecuatorial de siquier 122 km/s.
La so metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye inferior a la del Sol, aprosimao un 76% de la d'este.
Un escesu na radiación infrarroxa a 70 μm indica la presencia d'un discu de polvu alredor de Fi1 Pavonis. Modelos teóricos predicen una masa averada del discu de polvu en redol a 5 vegaes la masa de la Lluna, tando asitiáu ente 250 y 400 UA de la estrella.
Fi2 Ceti
Fi2 Ceti (φ Cet / 19 Ceti / HD 4813 / HR 235) ye una estrella na constelación de Cetus, el bisarma marina, de magnitú aparente +5,19.
Comparte la denominación de Bayer «"Fi"» con otros trés estrelles, que nun tán físicamente rellacionaes ente sigo.
Ye la más próxima a nós de los cuatro, yá que s'atopa a 50 años lluz del Sistema Solar.
Fi2 Ceti ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal —catalogada tamién como posible subxigante— de tipu espectral F7IV-V.
Tien una temperatura efectivo ente 6139 K y 6271 K, siendo'l so lluminosidá un 74% mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 4,3 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15). El conteníu d'otros elementos como sodiu, magnesiu, aluminiu, siliciu o calciu sigue'l mesmu enclín.
La masa de Fi2 Ceti ye un 14% mayor que la masa solar.
Per otra parte, podría ser una binaria espectroscópica según una estrella variable; nengún d'estos aspeutos foi confirmáu.
Fi2 Orionis
Fi2 Orionis (φ Orionis / 40 Orionis / HD 37160) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,09.
Alcuéntrase a 118 años lluz del Sistema Solar.
Fi2 Orionis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb, catalogada tamién como posible subxigante de tipu G8III-IV.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 4710 K
y relluma con una lluminosidá 28 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 2,20 ± 0,02 milisegundos d'arcu.
Esti valor dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 8,4 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma bien amodo, hasta'l puntu que la velocidá de rotación midida ye prácticamente cero.
La so masa envalorada ye un 8% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 9210 millones d'años.
Fi2 Pavonis
Fi2 Pavonis o Phi2 Pavonis (φ 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 la 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 casi cinco veces más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de 1,10 ± 0,03 mases solares.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, ye aprosimao un 40% de la solar.
La órbita galáctica 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 —prácticamente 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.
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.
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.
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.
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.
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 0,013×10 W.
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 asína 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 caracterizar pola emisión de cuerpu negru 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 caracterizar por emisión molecular, como por casu CO, HO o H. La tasa d'espulsión de material típica d'estos oxetos pocu desenvueltos ye del orde de 10 mases solares per añu (M/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 sía ópticamente visible.
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 qu'el 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 qu'el del Sol.
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 qu'el radiu solar.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 12,3 radios solares, equivalente a 0,06 UA.
Mientres el eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa intercepta la lluz de la estrella A9— el rellumu del sistema mengua una magnitú.
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.
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 qu'el 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.
El sistema amuesa una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,21) y la so edá envalórase en 3800 ± 700 millones d'años.
Los dos estrelles completen una órbita alredor del centru de mases común cada 269 años. La separación 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 separación 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 (O, V, W) = (–35, +20, +30) km/s.
Fai aprosimao 350.000 años, Fornacis esperimentó un alcuentru cercanu cola estrella blanca de la secuencia principal HD 17848; envalórase que, naquel momentu, la separación mínima ente elles foi de namái 0,265 años lluz (0,081 pársecs).
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.
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.
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 dirección 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 caracterizar 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 de 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 qu'el 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. 
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 infrabermeyo; 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 qu'el del Sol.
Sicasí, otru estudiu considera un menor diámetru, equivalente a 136 vegaes el diámetru solar.
Al pie de ellos, reparóse un periodu secundariu de llarga duración (675 díes).
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 qu'el 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.
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 de 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 qu'el Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de namái 25 km/s —un valor bien baxu pa una estrella de les sos carauterístiques—, suxuriendo que la so exa de rotación ta empobináu aprosimao 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 qu'el 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.
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 erru 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 80º 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 qu'el Sol.
Tien una masa de 6,87 mases solares y el so radiu ye 6,58 vegaes más grande qu'el del Sol.
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 qu'el radiu solar.
La separación ente dambes estrelles ye de 30 radios solares, equivalente a 0,14 UA.
Mientres el eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa intercepta la lluz de la estrella B6V— el rellumu del sistema mengua 0,77 magnitúes.
L'eclís secundariu supón un descensu de 0,10 magnitúes.
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 casi cuatro veces más grande qu'el del Sol, la so lluminosidá visual equival a 762 soles. Portando una masa de casi 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.
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 qu'el 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 el 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).
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).
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 qu'el diámetru solar.
Ello implica qu'el 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'aprosimao 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 mases solares per añu.
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 Ne, 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.
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.
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 aprosimao 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 qu'el 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.
G 121-12
G 121-12 (HIP 57265 / BD+26 2251) ye una estrella na constelación de Lleo.
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 aprosimao 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.
Caracterizar 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 de 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 suxure que fueron absorbíes de galaxes nanes y dalgunes d'elles pueden formase na galaxa ancestral proxenitora del actual cúmulu Omega Centauri.
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 qu'el 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 llueñe.
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.
G 196-3 B, detectada en 1998 al llograse d'ella una imaxe directa, alcuéntrase visualmente a unos 16 segundos d'arcu de la estrella principal.
Ye una nana marrón de tipu L2 peculiar, una de los dos nanes d'esti tipu conocíes nel momentu del so descubrimientu.
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.
G 21-15
G 21-15 (Ross 137 / WD 1824+040 / EGGR 125) ye un sistema estelar compuestu por trés nanes blanques. Xuntu a WD 1704+481, ye l'únicu sistema conocíu d'estes carauterístiques. Ta asitiáu aprosimao a 179 años lluz de distancia del Sistema Solar en dirección a la constelación de 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 de heliu ente que G 21-15 B tien un nucleu de carbonu-oxíxenu.
Per otra parte, el 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.
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 dirección 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, casi 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.
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.
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 sía 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.
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 la 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 qu'el Sol.
El so radiu ye un 40% más grande qu'el radiu solar y rota a una velocidá igual o superior a 71,6 km/s.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— más baxa que la solar en casi 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 casi 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 aníos alredor de Saturnu y Uranu.
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.
Anque se desconoz porqué se denomó cola lletra «G», posiblemente fora por ser una vegada la estrella «"Gamma"» de Lacaille.
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 qu'el 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.
Anque nos catálogos estelares G Scorpii apaez con dos compañeres estelares, visualmente a 40 y 200 segundos d'arcu, casi con seguridá dambes estrelles nun tán físicamente venceyaes con ella.
Gacrux
Gacrux (Gamma Crucis / γ Cru) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur, definiendo l'estremu superior de la cruz».
El so nome ye un acrónimo de «Gamma Crucis», probablemente dáu 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.
Gacrux ye la tercer estrella más brillosa de la so constelación detrás de Acrux (α Crucis) y Mimosa (β Crucis).
Con magnitú aparente +1,63, ye la 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).
Gacrux ye una xigante colorada de tipu espectral M3.5III con una temperatura superficial de 3400 K. Con un radiu 113 vegaes más grande qu'el 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 Geminorum) o Capella (α Aurigae), lo más probable ye que tea terminando la fusión de 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 sía 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.
A 2 minutos d'arcu de Gacrux puede reparase una estrella acompañante de magnitú +6,4 y tipu A3 que puede resolvese con binoculares. Anque ta catalogada como Gacrux B (HD 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.
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 realizaes pol satélite Hipparcos demostraron que Beta Arae ta casi 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 qu'el radiu solar. La estrella acaba d'abandonar la secuencia principal y ta evolucionando escontra una superxigante colorada similar 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 esplotar 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 similar a Altair (α Aquilae) o θ Cassiopeiae, dixebrada unes 6200 UA de Gamma Arae y con un periodu orbital de siquier 135.000 años.
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 qu'el 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 sía 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 casi 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.
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 característica ""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 línea d'emisión de 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 suxure 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'aprosimao 610 años lluz.
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).
Xuntu 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 qu'el 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 resolvimientu precísase un telescopiu de siquier 15 cm de 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—, suxuriendo 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'aprosimao 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. 
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 qu'el 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.
Gamma Circini
Gamma Circini (γ Cir / HD 136415J / HR 5704) ye una estrella de la constelación de Circinus, el compás, de magnitú aparente +4,46. Ye la tercera más brillosa de la constelación dempués de α Circini y β Circini. Alcuéntrase a unos 509 años lluz del Sistema Solar.
Gamma Circini ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B5 IV con una lluminosidá 366 vegaes mayor que la del Sol y un diámetru 10 vegaes mayor. La so velocidá de rotación, al igual qu'otres estrelles de carauterístiques asemeyaes, ye enforma mayor que la solar: Gamma Circini xira a una velocidá de 278 km/s. De resultes d'ello, esiste un discu circumestelar alredor de la estrella que xenera línea d'emisión de hidróxenu. Esta clase d'estrelles son conocíes como estrelles Be, ente les que se cunten Achernar (α Eridani) y Gomeisa (β Canis Minoris). El rellumu de Gamma Circini varia ente magnitú 4,50 y 4,56.
Gamma Circini ye una estrella doble, onde una estrella mariella de tipu F8 acompaña a la subxigante blancu-azulada. Separaes visualmente 0,9 segundos d'arcu, estudios espectroscópicos indiquen que l'acompañante» ye una nana mariella en realidá muncho más próxima a nós que la estrella principal. Por tanto, dambes seríen compañeres óptiques y non un verdaderu sistema binariu.
Gamma Columbae
Gamma Columbae (γ Col) ye una estrella de la constelación de Columba de magnitú aparente +4,35.
Magar llevar la denominación de Bayer «Gamma» —tercer lletra del alfabetu griegu—, ye namái la sesta estrella más brillosa na so constelación.
Alcuéntrase, d'alcuerdu a la paralax correxida del satélite Hipparcos (3,788 milisegundos d'arcu), a 860 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Columbae ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV.
La so temperatura efectivo ye de 19.525 K y la so lluminosidá bolométrica —na totalidá de llonxitúes d'onda— ye 7550 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 4,8 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 96 km/s.
La so masa ta entendida ente 8,45 y 9,0 mases solares polo que ta na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
Anque yá abandonó la secuencia principal, la so edá ye de namái 23,6 ± 0,2 millones d'años.
Tocantes a el so variabilidá, Gamma Columbae podría ser una variable Beta Cephei —asemeyáu a Decrux (δ Crucis)— pero tamién-y la consideró candidata a «estrella B pulsante lenta» (SPB), como 53 Persei o τ Herculis.
Nengún de los dos estremos anteriores foi confirmáu.
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 qu'el Sol y tien un diámetru 12 vegaes más grande qu'el 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 a el 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.
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 de 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 qu'el diámetru solar, parámetros que s'afaen meyor a los d'una estrella de la secuencia principal (onde la enerxía llograr pola fusión de 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, aprosimao 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 llueñe de ser una binaria eclipsante.
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 prácticamente 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 tantu 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 qu'el 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.
Gamma Delphini
Gamma Delphini (γ Del / γ Delphini / 12 Delphini) ye una estrella binaria na constelación del Delfín. Los dos componentes, γ Delphini o γ Delphini A (la estrella principal) y γ Delphini o γ Delphini B (la estrella secundaria), atópense separaes visualmente unos 10 segundos d'arcu. Puédense resolver con un pequeñu telescopiu, constituyendo un oxetu interesante pal astrónomu aficionáu pol contraste de colores.
γ Delphini B (γ Delphini / HD 197963 / HR 7947) ye la menos lluminosa de los dos con magnitú aparente +5,14. Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F7V y 6060 K de temperatura efectivo. El so tamañu ye daqué mayor qu'el del Sol, con un radiu 2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so masa ye 1,5 vegaes mayor que la masa solar y la so lluminosidá ye 7,5 vegaes superior a la del Sol.
γ Delphini A (γ Delphini / HD 197964 / HR 7948) ye la más brillosa del par con magnitú aparente +4,27. Trátase d'una subxigante naranxa de 4700 K de temperatura y tipu espectral K1IV. Con un radiu 7,5 vegaes mayor que'l radiu solar —tres veces más grande qu'el de γ Delphini—, tien una masa de 1,7 mases solares. Más evolucionada que la so compañera, fai non muncho escosó la so hidróxenu internu y alcuéntrase nuna fase d'espansión con un nucleu inerte de heliu. La edá del sistema ye d'unos 2000 millones d'años.
Dambes estrelles mover nuna órbita bien escéntrica (ε = 0,88) con una separación máxima de 600 UA y una separación mínima de 40 UA, aprosimao la distancia ente Plutón y el Sol. El so periodu orbital ye de 3249 años. El sistema alcuéntrase a 103 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Doradus
Gamma Doradus (γ Dor / HD 27290 / HR 1338) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Doráu dempués de α Doradus y β Doradus, con una magnitú aparente de +4,26. Alcuéntrase a 66 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Doradus ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F1V —dacuando clasificada F0-F5V— y 7000 K de temperatura na so superficie. La so lluminosidá ye ente 6 y 7 vegaes mayor que la lluminosidá solar. A partir de la so lluminosidá y temperatura envalórase una masa pa Gamma Doradus 1,6 vegaes mayor que la masa solar y un radiu 1,7 vegaes más grande qu'el del Sol.
Gamma Doradus ye una estrella variable que'l so rellumu fluctúa ente +4,23 y +4,27, mientres dos ciclos de 17,5 y 18,1 hores, siendo'l prototipu d'una clase de variables que lleven el so nome, variables Gamma Doradus. Son estrelles de menor masa y lluminosidá que les variables Delta Scuti y presenten periodos de variación más llargos qu'éstes. Paez que los mecanismos de variación son distintes en dambos tipos.
Gamma Equulei
Gamma Equulei (γ Equ / 5 Equulei / HD 201601) ye una estrella de magnitú aparente +4,71, la tercera más brillosa na constelación de Equuleus dempués de Kitalpha (α Equulei) y δ Equulei.
Alcuéntrase a 118 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Gamma Equulei ye una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella peculiar de tipu espectral A9p.
Tien una temperatura efectivo de 7620 K, una lluminosidá 12 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una metalicidá llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,07).
El so diámetru ye 2,1 más grande qu'el diámetru solar.
Con una masa de 1,80 mases solares, la so edá envalórase en ~ 980 millones d'años.
Gamma Equulei foi la sesta estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp) descubierta, siendo conocíu'l so notable campu magnéticu dende 1958.
Ésti varia con un periodu de 72 ~ años, variación cíclica que s'atribuyó a la rotación estelar, a un ciclu magnéticu asemeyáu al del Sol, o a la precesión producida pola so compañeru binaria. Güei piénsase que ye la rotación la causante de la variación del campu magnéticu, polo que'l periodu magnéticu tener de ser igual al periodu de rotación. La presencia de de línea d'absorción bien agudes nel so espectru —típiques n'estrelles de lenta rotación— sofiten esta esplicación.
Per otra parte, ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum, identificándose siete distintos periodos de pulsación dende'l descubrimientu del primeru de 12,5 minutos.
L'acompañante de Gamma Equulei ye una estrella de magnitú +8,2 separada visualmente d'ella unos 2 segundos d'arcu.
Probablemente ye una nana de tipu G9-K0 que orbita siquier a 54 UA del so brillosu compañera, emplegando más de 250 años en dar una vuelta completa.
Gamma Herculis
Gamma Herculis (γ Her / 20 Herculis / HD 147547) ye una estrella de la constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,74.
Ensin nome propiu habitual, en China yera conocida como Ho Keen, «ente'l ríu».
Alcuéntrase a 195 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Herculis ye una xigante blanca de tipu espectral A9III, anque otres fontes clasificar como subxigante de tipu F0. Con una temperatura superficial de 7050 K, el so radiu ye 6 vegaes más grande qu'el radiu solar y ye 92 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Con una edá envalorada de 500 millones d'años, nel so nucleu remató la fusión de hidróxenu y ta en transición escontra una xigante colorada muncho más brillosa.
En menos de 8 millones d'años, cuando empiece la fusión del heliu en carbonu, va ser 3,5 vegaes más lluminosa que na actualidá. Darréu, mientres trescurre la fusión d'heliu, la so lluminosidá va menguar hasta aprosimao la qu'agora tien. A lo último, enantes de morrer con un nucleu inerte de carbonu, va faese casi 1000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Piénsase que pue ser llixeramente variable, con fluctuaciones del 5% nel so rellumu.
Gamma Herculis tien una acompañante cercana a una distancia envalorada de 0,19 UA, que completa una órbita en 11,9 díes. Otra estrella de magnitú 9,9 que visualmente alcuéntrase a menos d'un minutu d'arcu paez nun tener rellación física con ella, tando a cencielles na mesma llinia de visión.
Gamma Hydrae
Gamma Hydrae (γ Hya / 46 Hydrae) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Hidra con magnitú aparente +2,96, detrás de Alfard (α Hydrae). Dacuando se la llapada Cauda Hydrae o Dhanab al Shuja, que'l so significáu ye «la cola de la hidra» o «la cola de la culiebra», pola so situación dientro de la constelación. Alcuéntrase a 132 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Hydrae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III (o G8IIIa) y 5110 K de temperatura efectivo, el mesmu tipu espectral que la componente menos caliente de Capella (α Aurigae). Más lluminosa qu'ésta —la so lluminosidá ye 105 vegaes mayor que la del Sol—, tien un radiu ye 13 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Presenta un conteníu metálico casi igual al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,03.
Tien una masa ente 2,7 y 2,9 mases solares,la so edá envalórase en 370 millones d'años.
A diferencia d'otres xigantes clásiques que funden heliu, Gamma Hydrae remató namái apocayá la fusión de hidróxenu. Anguaño con un nucleu inerte d'heliu, ta nun estáu de transición escontra una estrella más grande y lluminosa, conforme'l nucleu d'heliu contráise. Cuando empiece la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu, Gamma Hydrae va ser seis veces más brillosa que na actualidá y casi cinco veces más grande. Darréu'l so tamañu va menguar a proporciones más normales como les de Pólux (β Geminorum) y Aldebarán (α Tauri).
Gamma Hydrae ta catalogada como una posible estrella variable, recibiendo'l nome provisional de variable NSV 6180.
Gamma Hydri
Gamma Hydri (γ Hyi / HD 24512 / HR 1208) ye una estrella de magnitú aparente +3,24 na constelación austral de Hydrus, la tercera más brillosa de la mesma dempués de β Hydri y α Hydri.
En China, al pie de otra estrelles axacentes, formaba'l asterismo llamáu Foo Pih, de significáu desconocíu; dichu asterismo foi mentáu por Corali nel so informe sobre les Nubes de Magallanes.
Nun tien de confundir se esta estrella con Gamma Hydrae (γ Hya), na constelación d'Hydra.
Gamma Hydri ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura superficial de 3820 K. Asitiada a 214 años lluz de distancia del Sistema Solar, tien una lluminosidá 655 vegaes mayor que la del Sol, la mayor parte de la so radiación emitida na rexón infrarroxa del espectru. El so radiu ye 60 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2/3 partes de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
L'estáu evolutivu de Gamma Hydri ye inciertu. Puede tar aumentando'l so rellumu con un nucleu inerte de heliu, puede empecipiar la fusión d'heliu en carbonu y oxíxenu mientres mengua en rellumu, o puede tar aumentando en rellumu una vegada escosáu l'heliu enantes d'esprendese de les sos capes esteriores pa formar una nana blanca. Anque les observaciones realizaes col satélite Hipparcos suxuren que pue ser una estrella binaria, posteriores estudios nun pudieron confirmar esta duplicidá.
Gamma Leporis
Gamma Leporis (γ Lep / 13 Leporis) ye una estrella na constelación de Lepus cercana al Sistema Solar, a namái 29,2 años lluz de distancia, miembru de la Asociación estelar del sietestrellu.
Gamma Leporis ye un sistema estelar que la so componente principal, Gamma Leporis A (HD 38393 / HR 1983), ye una nana mariella de tipu espectral F6V, similar a Zavijava (β Virginis) y tamién, anque en menor midida, al Sol.
Tien una temperatura efectivo de 6440 K y la so masa ye un 25% mayor que la masa solar.
Relluma con magnitú aparente +3,59 y la so lluminosidá ye de 2,3 soles.
Amuesa una elevada metalicidá, aprosimao un 70% mayor que la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o superior a 11 km/s, completando una vuelta en menos de 5,6 díes.
Gamma Leporis B (HD 38392 / HR 1982), dixebrada una distancia de siquier 864 UA de la componente A, ye una nana naranxa de tipu K2V.
El so periodu de rotación ye de 17 díes.
Tien un 29% de la lluminosidá del Sol y amuesa emisión nel infrarroxu, lo qu'indica la esistencia d'un tenue discu circumestelar.
Ta catalogada como variable BY Draconis y recibe el denominación de variable AK Leporis.
Gamma Leporis foi escoyida ente los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Gamma Lupi
Gamma Lupi (γ Lup / HD 138690 / HR 5776) ye una estrella de magnitú aparente +2,77, la tercera más brillosa de la constelación de Lupus, el llobu, namái superada por α Lupi y β Lupi.
Anque ensin denominación mesma habitual, dacuando ye conocida como Thusia, nome proveniente del griegu "Thusia Therou" (θυσια θηριον), «el sacrificiu animal».
Gamma Lupi alcuéntrase a 420 años lluz del Sistema Solar.
μ Centauri, α Lupi y δ Lupi son otros conocíos miembros d'esta asociación.
Gamma Lupi ye una estrella binaria que la so componente principal ta catalogada como una subxigante azul de tipu espectral B2IV.
Estrella caliente de 22.400 K de temperatura, relluma con una lluminosidá 6.700 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 5,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y —como otres estrelles análogues— rota bien apriesa. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 270 km/s, lo que trai un periodu de rotación igual o inferior a un día.
Con una masa de 9 mases solares, la so edá envalórase en 17 millones d'años, polo que se piensa que nun ye una verdadera subxigante sinón una estrella que, trescurriendo 2/3 partes de la so estancia dientro de la secuencia principal, entá funde hidróxenu nel so nucleu.
La so compañera, menos conocida, paez ser una estrella de tipu B4V con una temperatura efectivo de 17.000 K. Tan lluminosa como 960 soles, el so radiu ye 3 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa envalorada de 5,5 mases solares.
Completa una vuelta alredor del centru de mases común cada 190 años y la separación ente dambes estrelles varia ente 41 UA y 128 UA por cuenta de la escentricidá de la órbita.
El planu orbital ta inclináu solamente 5º respectu al observador terrestre, siendo esti enclín abondu por que'l sistema nun llegue a constituyir una binaria eclipsante.
Gamma lyrae
Gamma Lyrae (γ Lyr / γ Lyrae) ye una estrella blancu-azulada perteneciente a la constelación de Llira. Tradicionalmente conocer como Sulafat o Sulaphat (tortúa n'árabe), o tamién como Jugum (xugu en llatín).
Pertenez a la clase B9III, siendo la so magnitú aparente de +3.25. 
La so masa averada ye 5 vegaes la del Sol. Alcuéntrase a unos 634.55 años lluz de la Tierra. 
Gamma Microscopii
Gamma Microscopii (γ Mic / HD 199951 / HR 8039) ye la estrella más brillosa na constelación de Microscopium con magnitú aparente +4,67. Asitiada a 223 años lluz del Sistema Solar, ye miembru de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Gamma Microscopii ye una xigante mariella de tipu espectral G4III con una temperatura superficial de 5100 K. La so lluminosidá ye 64 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 10 vegaes más grande qu'el d'ésti. Les sos carauterístiques son entemedies ente los dos componentes que formen la estrella binaria Capella (α Aurigae); coles mesmes ye daqué más caliente pero claramente menos lluminosa que α Microscopii, tamién una xigante mariella. Con una edá de 620 millones d'años, empezó la so vida na secuencia principal como una estrella blancu-azulada de tipu B9.
Allónxase de nós a 15 km/s, los astrónomos atoparon que fai 3,8 millones d'años Gamma Microscopii pasó a namái 6 años lluz de distancia la Tierra, siendo naquel momentu la estrella más brillosa nel nuesu firmamentu con magnitú -3.
Una estrella tenue de magnitú 14 a 25,7 segundos d'arcu probablemente nun ye una compañera real, sinón que forma una doble óptica con Gamma Microscopii. 
Gamma Monocerotis
Gamma Monocerotis o Tempestris (γ Monocerotis / γ Mon / 5 Monocerotis / 5 Mon) ye una estrella asitiada na constelación d'Unicorniu.
El so nome llatinu significa "brillante". Tien una magnitú aparente de +3.9.
Tempestris ye una estrella xigante anaranxada de tipu K y ta asitiada a una distancia averada de 645 años lluz.
Gamma Muscae
Gamma Muscae (γ Mus / HD 109026 / HR 4773) ye una estrella variable na constelación de Musca.
De magnitú aparente +3,84, ye la quinta estrella más brillosa na constelación, superada en rellumu por α Muscae, β Muscae, δ Muscae y λ Muscae.
Alcuéntrase a 324 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Muscae ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B5V y 15.500 K de temperatura efectivo. Ta catalogada como estrella químicamente peculiar, esto ye, presenta un conteníu anómalo de ciertos elementos químicos. En concretu, ye una estrella Bw —estrella con llinies débiles de heliu—, clase d'estrelles representada por α Sculptoris.
Na base de datos SIMBAD figura como estrella variable pulsante.
Con un radiu de 3,3 radios solares, Gamma Muscae relluma con una lluminosidá casi 800 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa 4,8 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en pocu más de 80 millones d'años. Forma parte del Cinturón de Gould, aníu parcial d'estrelles masives bien calientes de recién formación d'unos 3000 años lluz de diámetru.
Gamma Normae
Gamma Normae puede referise a dos estrelles distintes de la constelación de Norma:
Gamma Ophiuchi
Gamma Ophiuchi (γ Ophiuchi / γ Oph / 62 Ophiuchi / HD 161868) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +3,75.
Ensin nome propiu habitual, dacuando ye conocida como Al Durajah, en referencia a un poderosu auriga árabe.
Alcuéntrase a 95 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Ophiuchi ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V.
Diversos estudios asitien la so temperatura efectivo ente 8570 K y 9500 K. Xira bien apriesa sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación de siquier 210 km/s, unes 105 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar.
Con una masa entendida ente 2,2 y 2,9 mases solares, ye una nueva estrella con una edá envalorada de 184 millones d'años.
Gamma Ophiuchi amuesa un escesu infrarroxu a 24 y 70 μm, indicando la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
N'estrelles como Fomalhaut (α Piscis Austrini), ζ Leporis y ι Centauri —asemeyaes a Gamma Ophiuchi— detectáronse discos d'esti tipu.
Les imaxes resueltes en dambes llonxitú d'onda col Telescopiu espacial Spitzer suxuren que'l discu de Gamma Ophiuchi tien un radiu esterior de 520 ~ UA (a 70 μm) y de >≈ 260 UA (a 24 μm). La estructura del discu primariu ta inclinada 55º ~ respectu al planu del cielu. El radiu interior del discu paez tar a namái 10 UA de la estrella.
Gamma Pavonis
Gamma Pavonis (γ Pav / HD 203608 / HR 8181) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +4,22. Alcuéntrase a namái 30,1 años lluz del Sistema Solar, siendo Gliese 877, a 6,6 años lluz, la estrella más cercana a Gamma Pavonis.
Gamma Pavonis ye una nana mariella de tipu espectral F8V y 6070 K de temperatura. Dalgunes de les sos carauterístiques físiques son relativamente paecíes a les del Sol: la so lluminosidá ye un 50% mayor que la solar, el so radiu ye un 10% más grande qu'el del Sol y tien una masa de 0,8 mases solares. 
Al igual que la nuesa estrella, amuesa una baxa velocidá de rotación proyeutada de 2,4 km/s.
Otra manera, la so metalicidá —basada na so bayura en fierro— paez ser namái ente un 12 y un 25% de la solar. La so edá envalórase en 7250 ± 70 millones d'años, notablemente mayor que la del Sol. Tien un altu momentu angular alredor de la galaxa, lo que llevó a pensar que pue ser una vieya estrella del discu galácticu, magar otros autores considerar una estrella del discu finu.
Gamma Pavonis amuesa un escesu nel infrarroxu que s'atribúi a la presencia de polvu circumestelar calecíu pola mesma estrella. Ocupa'l númberu 14 ente les 100 estrelles escoyíes pol Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres.
Gamma Pegasi
Gamma Pegasi (γ Pegasi / γ Peg / 88 Pegasi) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Pegasu con magnitú aparente +2,83. Dientro de la constelación ye superada en rellumu por Enif (ε Pegasi), Scheat (β Pegasi) y Markab (α Pegasi), siendo una de los cuatro estrelles que formen el asterismo del cuadrante de Pegasu. Recibe'l nome tradicional de Algenib, del árabe الجنب "al-janb" o الجانب "al-jānib" («la banda»), nome que puede inducir a erru yá que tamién ye utilizáu pa designar a la estrella α Persei. 
Gamma Pegasi ye una estrella subxigante azul de tipu espectral B2IV asitiada a 333 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 21.500 K, el so radiu ye 4,5 vegaes mayor qu'el radiu solar. Considerando una significativa cantidá d'enerxía emitida como radiación ultravioleta, la so lluminosidá equival a 4000 soles.
Gamma Pegasi ye una estrella variable Beta Cephei, siendo Murzim (β Canis Majoris ) y Hadar (β Centauri) dos de les estrelles más brilloses dientro d'esti grupu. Estes estrelles, que la so variación débese a pulsaciones na so superficie, presenten variaciones pequeñes de rellumu. El rellumu de Gamma Pegasi bazcuya 0,09 magnitúes nun curtiu periodu de 3,6 hores. Coles mesmes, Gamma Pegasi ye una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de 6,83 díes; la estrella acompañante, de la que nada se sabe, puede atopase a 0,15 UA de la estrella principal. 
Gamma Persei
Gamma Persei (γ Per, 23 Persei) ye una estrella binaria na constelación de Perséu de magnitú aparente +2,93. Alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.
Conocida dende va tiempu como una binaria espectroscópica, Gamma Persei foi resuelta por interferometría de moteáu, tando los dos componentes separaes 0,28 segundos d'arcu. La estrella primaria ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4900 K. Al igual qu'en Capella A (α Aurigae) o Vindemiatrix (ε Virginis), la enerxía provién de la fusión de heliu nel so interior. Otra manera, el so acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V y 9000 K de temperatura, que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu internu. La lluminosidá conxunta del sistema ye 300 vegaes mayor que la del Sol, siendo la estrella xigante notablemente más brillosa que la so compañera.
La xigante mariella y el so acompañante tienen una masa de 2,5 y 1,9 mases solares respectivamente.
En 1990 afayóse que, al igual que Algol (β Persei), Gamma Persei ye una binaria eclipsante, magar el so periodu de 14,6 años ye muncho más llargu; el próximu eclís va tener llugar en 2019. Los analises de les observaciones indiquen que la distancia media ente les dos estrelles ye de 10 UA, magar la gran escentricidá de la órbita —comparable a la de Sheratan (β Arietis)—, fai que la separación varie ente 2 UA y 18 UA.
Gamma Phoenicis
Gamma Phoenicis (γ Phe / HD 9053 / HR 429 / HIP 6867) ye una estrella na constelación de Fénix. De magnitú aparente media +3,41, ye la tercer estrella más brillosa na constelación, tres Ankaa (α Phoenicis) y β Phoenicis. Alcuéntrase a 235 años lluz del Sistema Solar.
Gamma Phoenicis ye una xigante colorada de tipu espectral M0IIIa, una de les poques xigantes d'esta clase visibles a simple vista —les xigantes de tipu K y G son muncho más frecuentes—.
La so lluminosidá equival a la de 575 soles, emitiendo la mayor parte de la so radiación na rexón infrarroxa, yá que ye una estrella fría con una temperatura superficial averada de 3900 K.
El so tamañu, calculáu en función de la so temperatura y lluminosidá, correspuende a un radiu 53 vegaes más grande qu'el radiu solar —equivalente a 0,25 UA—, aprosimao'l 65% de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
Nun se sabe con certidume l'estáu evolutivu nel que s'atopa Gamma Phoenicis. Sicasí, el fechu de que sía una variable semirregular o irregular —el so rellumu bazcuya ente magnitú +3,39 y +3,49 ensin qu'haya un período conocíu— implica que ta aumentando'l so rellumu per segunda vegada, nesti casu con un nucleu inerte de carbonu. Nun futuru, el so destín ye esprendese de les sos capes esternes y concluyir los sos díes como una nana blanca.
Coles mesmes, Gamma Phoenicis ye una binaria espectroscópica, esto ye, la duplicidá foi establecida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales, siendo'l periodu de 193,85 díes.
Gamma Pictoris
Gamma Pictoris (γ Pic) ye una estrella de magnitú aparente +4,50, la tercera más brillosa de la constelación austral de Pictor, tres α Pictoris y β Pictoris. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos, a 177 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Pictoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura efectivo de 4550 K.
La so lluminosidá ye 69 vegaes mayor que la solar.
Ye una de les munches estrelles del cielu nocherniegu que, con temperatura y lluminosidá similares, funden heliu nel so nucleu internu.
El so diámetru angular, midíu de forma indirecta en distintes llonxitúes d'onda y considerando el escurecimientu de llimbu, ye de 2,00 ± 0,05 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Les sos carauterístiques físiques son bien similares a Wei (ε Scorpii) o Kaus Borealis (λ Sagittarii); la mayor distancia a la que s'atopa fai qu'el so rellumu relativu sía menor qu'el d'estes estrelles.
A lo último, hai de solliñar que Gamma Pictoris forma parte del denomináu «Grupu de Wolf 630», conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu. Otros miembros d'esti grupu son υ Geminorum, R Sculptoris y R Leonis.
Gamma Piscis Austrini
Gamma Piscis Austrini (γ PsA / 22 Piscis Austrini / HD 216336) ye una estrella de magnitú aparente +4,46 na constelación de Piscis Austrinus.
A pesar del so denominación de Bayer «"Gamma"», ye namái la sesta estrella más brillosa na constelación.
Alcuéntrase a 216 años lluz del Sistema Solar.
Anque clasificada como estrella xigante, piénsase que Gamma Piscis Austrini ye en realidá una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V, non bien distinta de la conocida Vega (α Lyrae).
El so radiu 2,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa de 2,9 mases solares asina lo suxuren.
Tien una temperatura superficial envalorada de 10.600 K y relluma con una lluminosidá 81 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 55 km/s, completando una vuelta en menos de 2,4 díes.
El so relativamente lenta rotación ye responsable de los elevaos conteníos na so atmósfera de ciertos elementos pesaos como cromu, europiu y estronciu.
Visualmente a 4 segundos d'arcu de Gamma Piscis Austrini puede reparase una estrella de magnitú +8,1; probablemente forme un sistema binariu con Gamma Piscis Austrini, una y bones dambes estrelles mueven xuntes al traviés del espaciu.
D'alcuerdu al so magnitú absoluta, la posible compañera pue ser una nana de tipu F8/9 que la so lluminosidá sería casi'l doble de la solar.
La separación real ente les dos estrelles ye de siquier 260 UA y l'analís del so movimientu suxure un llargu periodu orbital de 3000 años aprosimao.
Gamma Piscium
Gamma Piscium (γ Psc / 6 Piscium / HD 219615) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Piscis, dempués de Kullat Nunu (η Piscium), con magnitú aparente +3,70.
Nun tien nome propiu habitual, pero na astronomía china, xuntu a Fum al Samakah (β Piscium), θ Piscium, ι Piscium y ω Piscium, formaba Peih Leih, «el rescamplu».
Alcuéntrase a 131 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Piscium ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9III —dacuando clasificada como K0— que la so temperatura superficial ye de 4833 K.
Con una lluminosidá 61 vegaes mayor que la del Sol y un radiu equivalente a 11 radios solares, ye menos grande y lluminosa qu'otres xigantes similares y más conocíes tales como Capella (α Aurigae), Vindemiatrix (ε Virginis) o Ain (ε Tauri).
La so masa ye un 70% mayor que la masa solar y tien una edá de 1600 millones d'años.
Quiciabes la característica más notable de Gamma Piscium sía la velocidá a la que se mueve. Moviéndose a más de trés cuartos de segundu d'arcu per añu, correspuénde-y una velocidá real de 145 km/s, unos siete vegaes mayor que la mayor parte de les estrelles locales. Ello ye indicativu de que Gamma Piscium ye una visitante proveniente d'otra parte de la galaxa, fora del finu discu que forma la Vía Lláctea onde s'atopa'l Sol. Prueba d'ello ye la so baxa metalicidá ([Fe/H] = -0,62), una cuarta parte de la solar, característica d'esti tipu d'estrelles.
Gamma Pyxidis
Gamma Pyxidis (γ Pyx / HD 75691 / HR 3518) ye una estrella asitiada na constelación de la Brúxula.
De magnitú aparente +4,03, ye la tercer estrella más brillosa de la constelación dempués de α Pyxidis y β Pyxidis.
Asitiada a 209 años lluz del Sistema Solar, Gamma Pyxidis ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III, comparable a ρ Bootis, α Scuti o α Tucanae.
Nun esiste consensu tocantes a la so temperatura efectivo; dos estudios distintos envaloren esti parámetru en 4450 y 4270 K.
Unes 200 vegaes más lluminosa qu'el Sol, xira amodo sobre sigo mesma; la velocidá de rotación midida (vsini) ye de namái 2,2 km/s, anque esti valor ye namái una llende inferior.
Gamma Pyxidis tien un radiu 22 vegaes más grande qu'el radiu solar, cifra llograda a partir de la midida la so diámetru angular correxida pol escurecimientu de llimbu, 3,17 ± 0,04 milisegundos d'arcu.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye daqué menor que la solar ([Fe/H] = -0,05).
Gamma Sagittae
Gamma Sagittae (γ Sge / 12 Sagittae / HD 189319) ye la estrella más brillosa de la constelación de Sagita, la flecha. Asitiada na punta de la mesma, la so magnitú aparente ye +3,51. Alcuéntrase a 274 años lluz del Sistema Solar.
Gamma Sagittae ye una xigante colorada de tipu espectral M0III (dacuando clasificada como de tipu K) unes 640 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu, calculáu a partir de la midida del so diámetru angular por interferometría (6,18 milisegundos d'arcu), ye 55 vegaes más grande qu'el radiu solar, o lo que ye lo mesmo, 0,26 UA. Tien una temperatura superficial de 4000 K. Con una masa unu 2,5 vegaes mayor que la masa solar, envalórase que la so edá ye de 750 millones d'años, bien inferior a los 4600 millones d'años d'edá del nuesu Sol. A diferencia d'ésti últimu, empezó la so vida siendo una estrella blancu-azulada de tipu B9, enantes de convertise na estrella xigante que vemos na actualidá. Anque agora ye llixeramente variable, en non muncho tiempu va convertir nuna variable Mira y va rematar la so vida como una nana blanca.
Gamma Sagittarii
Gamma Sagittarii (γ Sgr) puede referise a dos sistemes estelares na constelación de Saxitariu:
Gamma Sculptoris
Gamma Sculptoris (γ Scl / HD 219784 / HR 8863) ye una estrella na constelación de Sculptor.
Con magnitú aparente +4,41, ye la tercer estrella más brillosa na constelación, namái superada por α Sculptoris y β Sculptoris.
Alcuéntrase a 182 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Sculptoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III o G8III con una temperatura superficial de 4552 K.
Tien una lluminosidá bolométrica 74 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu calculáu a partir del so diámetru angular de 2,13 ± 0,03 milisegundos d'arcu— ye casi 13 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye asemeyáu a otres conocíes xigantes como Pólux (β Geminorum) o Wei (ε Scorpii), pero ta más alloñada qu'éstes. 
Gamma Sculptoris tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— llixeramente inferior a la del Sol ([M/H] = -0,05).
Los conteníos de aluminiu, níquel y vanadiu son bien paecíos a los valores solares, pero sodiu y siliciu son más abondosos que na nuesa estrella.
Gamma Scuti
Gamma Scuti (γ Sct) ye una estrella na constelación de Scutum.
Ye la cuarta más brillosa de la mesma, dempués de α Scuti, β Scuti y ζ Scuti, siendo la so magnitú aparente +4,69.
Gamma Scuti ye una subxigante blanca de tipu espectral A1IV que la so temperatura superficial envalorada ye de 9400 K.
Ye 113 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 4 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá —la so velocidá de rotación ye de siquier 223 km/s—, completando un xiru en menos d'un día.
Ello provoca la distorsión de la estrella, teniendo ésta forma elipsoidal, según la variación de la temperatura a lo llargo de la superficie estelar —vease escurecimientu gravitatoriu—.
La so masa, envalorada a partir de la teoría d'estructura y evolución estelar, ye de 2,7 - 2,8 mases solares.
Tien una edá de 450 millones d'años y acaba de rematar, o ta a puntu de faelo, la fusión del hidróxenu del so nucleu.
Gamma Scuti atopa a 319 ± 8 años lluz del Sistema Solar.
Avérase directamente a nós a una velocidá de 41 km/s, polo que dientro de 2,1 millones d'años va pasar a namái 14 años lluz del Sistema Solar.
Gamma Serpentis
Gamma Serpentis (γ Ser / 41 Serpentis / HD 142860) ye la octava estrella más brillosa de la constelación de Serpens, magar llevar la denominación de Bayer "Gamma", tercer lletra del alfabetu griegu. Asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, recibe'l nome tradicional de Ainalhai, del árabe عين الحية "ayn al-ħayya[h]", «[el] güeyu de la culiebra».
Asitiada a namái 36 años lluz del Sistema Solar, Gamma Serpentis ye una nana mariella de tipu espectral F6V y 6280 K de temperatura, similar a Tabit (π Orionis) y tamién, anque en menor midida, al Sol. La so magnitú aparente ye +3,85 con una lluminosidá 2,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Ye daqué mayor que'l Sol tocantes a diámetru —un 40% más grande— y masa —un 25% mayor que la masa solar—.
La so velocidá de rotación de siquier 8 km/s ye bien cimera a la del Sol; ente que Gamma Serpentis tien un periodu de rotación de menos de 9 díes, la nuesa estrella emplega 25,05 díes pa dar una vuelta completa nel ecuador. Con una metalicidá equivalente a 2/3 partes de la solar, nun hai evidencia de que Gamma Serpentis tenga un discu circumestelar de polvu que pudiera indicar la presencia d'un sistema planetariu. Sicasí, Gamma Serpentis alcuéntrase ente los oxetivos escoyíos pol Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Gamma Sextantis
Gamma Sextantis (γ Sex / γ Sextantis / 8 Sextantis) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Sextans, el sestante, dempués de α Sextantis.
Ye una estrella triple de magnitú aparente conxunta +5,09.
La primaria de Gamma Sextantis ye una binaria cercana, que les sos componentes reciben el nome de Gamma Sextantis A y Gamma Sextantis B.
Clasificada como de tipu espectral A2V o A1V, les dos estrelles taben separaes visualmente ente sí 0,57 segundos d'arcu en 2007.
Completen una órbita alredor del centru de mases común cada 77,82 años.
Estos dos estrelles formen un par prácticamente idénticu al de Marfik (λ Ophiuchi), con una órbita igualmente escéntrica (y = 0,69, nel casu de Gamma Sextantis), anque en Marfik el periodu orbital ye casi'l doble de llargu.
Gamma Sextantis A ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A1V y magnitú aparente +5,43, con una masa 2,44 vegaes mayor que la masa solar.
Gamma Sextantis B, daqué menos lluminosa, tamién ye una estrella blanca pero de tipu A3V y tien magnitú +6,41. La so masa ye 2,24 vegaes mayor que la del Sol.
La temperatura efectivo —evaluada conjuntamente pal par AB— ye de 9183 K y la so lluminosidá ye 69 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La velocidá de rotación midida, que fundamentalmente correspuende a la estrella más brillosa, devasa los 134 km/s.
La tercera componente del sistema, Gamma Sextantis C, tien magnitú +12,3, tando separada visualmente 36 segundos d'arcu del par interior. El sistema alcuéntrase a 277 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gamma Trianguli
Gamma Trianguli (γ Tri / 9 Trianguli / HD 14055) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Triangulum con magnitú aparente +4,03, detrás de β Trianguli y Metallah (α Trianguli). Xuntu a δ Trianguli y 7 Trianguli forma un curiosu sistema triple pal observador, anque en realidá los trés estrelles nun tán rellacionaes. δ Trianguli alcuéntrase a 35 años lluz, 7 Trianguli a casi 300 años lluz, y Gamma Trianguli a una distancia entemedia, 118 años lluz. A cencielles coinciden na mesma llinia de visión.
Con una temperatura envalorada de 9200 K, Gamma Trianguli ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, non bien distintu a Siriu (α Canis Majoris). La so lluminosidá ye equivalente a 28 soles y el so radiu ye 2,1 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye una moza estrella que la so edá envalórase nunos 200 millones d'años.
L'estudiu del so espectru amuesa qu'la so velocidá de rotación ye bien alta, similar a la d'estrelles como Altair (α Aquilae). Xira alredor de sigo mesma a una velocidá de siquier 208 km/s, completando una vuelta en 12 hores o menos. Comparando esti datu col periodu de rotación del Sol —pocu más de 25 díes—, llógrase una velocidá 104 vegaes mayor que la de la nuesa estrella.
Gamma Trianguli Australis
Gamma Trianguli Australis (γ TrA / HD 135382 / HR 5671) ye una estrella na constelación del Triángulu Austral.
De magnitú aparente +2,88, ye la tercera más brillosa de la constelación dempués d'Atria (α Trianguli Australis) y β Trianguli Australis.
Dacuando recibe'l nome de Gatria, contracción de la so denominación de Bayer.
Gamma Trianguli Australis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V con una temperatura efectivo de 10.060 K.
Ye una estrella asemeyada a Merak (β Ursae Majoris), Marfik A (λ Ophiuchi) o Yildun (δ Ursae Minoris); curiosamente, esta postrera alcuéntrase a 183 años lluz del Sistema Solar, la mesma alloña que nos dixebra de Gamma Trianguli Australis.
Les estrelles blanques de la secuencia principal, polo xeneral, roten a gran velocidá y Gamma Trianguli Australis nun ye una esceición. Con una velocidá de rotación de siquier 200 km/s, facer 100 vegaes más apriesa qu'el Sol.
A diferencia d'estrelles como Merak o Denébola, nun amuesa un escesu grande na radiación infrarroxo emitida.
Gamma Trianguli Australis apaez na bandera nacional de Brasil, representando al estáu de Paraná —vease estrelles na Bandera de Brasil—.
Gamma Tucanae
Gamma Tucanae (γ Tuc) ye una estrella na constelación del Tucán de magnitú aparente +3,99.
Ye la segunda estrella más brillosa nesa constelación dempués de α Tucanae y alcuéntrase a 75 años lluz de distancia del Sistema Solar, siendo'l erru na midida del 1,5%.
El so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 987.000 años, cuando s'asitió a una distancia de 33 años lluz, algamando'l so rellumu magnitú +2,21.
Gamma Tucanae ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V.
Tien una temperatura efectivo de 6678 K y ye 11,3 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La midida directa del so diámetru angular per aciu interferometría —1,21 milisegundos d'arcu— da como resultáu un diámetru real tres veces más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada, muncho más rápida que la del Sol, ta entendida ente 74 y 95 km/s, lo que trai un periodu de rotación d'aprosimao 1,4 díes.
Con una masa un 55% mayor que la masa solar, tien una edá averada de 1700 millones d'años, sía que non entendida ente los 1600 y los 1800 millones d'años.
Gamma Tucanae forma una binaria amplia con HD 223913, estrella de magnitú +6,65.
Esta postrera ye una nana mariella de tipu espectral G0V y d'igual masa que'l Sol.
Gamma Tucanae amuesa un conteníu metálico considerablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,36).
Frente a dellos pocos elementos como vanadiu, cobaltu y praseodimiu «sobreabundantes» en rellación a los niveles solares —esti últimu metal 2,3 vegaes más abondosa que nel Sol—, el restu son deficitarios.
Ente ellos, el cinc ye'l qu'evidencia'l emprobecimientu más notable ([Zn/H] = -0,56).
En cuanto al conteníu de litiu, Gamma Tucanae presenta una bayura relativa claramente cimera a la solar (A(Li) = 3,09), pero que s'asitia na media de la bayura cósmica d'esti metal.
Gamma Velorum
Gamma Velorum (γ Vel) ye la estrella más brillosa de la constelación de Vela con magnitú aparente +1,75.
En realidá ye un sistema estelar complexu con, siquier, siete componentes. 
Gamma Velorum recibe'l nome tradicional de Suhail al-Muhlif, que puede causar ciertu tracamundiu yá que Suhail ye'l nome de la vecina λ Velorum.
Modernamente denominó-ylo Regor, palabra inventada como una chancia del astronauta del Apolo 1 Gus Grissom escontra'l so compañeru Roger Chaffee ("Regor" ye "Roger" al aviesu).
La componente más brillosa, Gamma Velorum o Gamma Velorum A (HD 68273), ye una estrella binaria formada por dos estrelles bien masives y calientes: una estrella de Wolf-Rayet y una estrella azul de tipu espectral O7.5. La primera tien una temperatura superficial ente 57.000 y 70.000 K, ente que la de la segunda ye de 32.500 K. Los dos estrelles son estraordinariamente lluminoses, la estrella azul 180.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, y l'estrella de Wolf-Rayet ye 100.000 vegaes más lluminosa.
La estrella azul ye una estrella masiva con una masa 30 vegaes mayor que la del Sol, y el so radiu ye 13 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Sicasí, la estrella de Wolf-Rayet, más evolucionada que la so compañera, yera antaño más masiva, con una masa inicial de 40 mases solares. Güei tien una masa 10 vegaes mayor que la del Sol por cuenta de la perda de masa estelar; el fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie fai que cada añu pierda l'equivalente a una cenmilésima de la masa solar.
Con una edá d'unos pocos millones d'años, alcuéntrase nes últimes etapes enantes d'esplotar como supernova. 
La separación ente les dos estrelles ye d'aprosimao 1 unidá astronómica (ua) con un periodu orbital d'unos 78,5 díes.
La so compañera más cercana, a 41,2 segundos d'arcu, ye Gamma Velorum o Gamma Velorum B (HD 68243), estrella subxigante de tipu B y magnitú +4,7, que puede resolvese fácilmente con binoculares. De la mesma, ye una binaria espectroscópica con un periodu de 1,483 díes. La so distancia real a Gamma Velorum ye de más de 15.000 ua.
El sistema tien delles componentes más tenues. Gamma Velorum C (SAO 219505) ye una estrella blanca de tipu F0 y magnitú +7,4, asitiada a 62,3 segundos d'arcu de Gamma Velorum. Daqué más alloñada d'esta postrera, a 93,5 segundos d'arcu, alcuéntrase otru sistema binariu, formáu por otra estrella de tipu F0 y magnitú 9,4 —Gamma Velorum D (SAO 219506)— y otra acompañante más tenue de magnitú 13 —Gamma Velorum Y—, dambes separaes 1,8 segundos d'arcu.
Gamma Volantis
Gamma Volantis (γ Vol) ye una estrella binaria na constelación de Volans, el pexe volador. Visualmente dambes componentes tán dixebraes 14,1 segundos d'arcu con una magnitú aparente conxunta de +3,60, lo que la convierte na estrella más brillosa de la constelación. Alcuéntrase a 142 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes del sistema denominar γ Volantis (HD 55864), asitiada más al oeste y la menos brillosa de los dos con magnitú +5,68, y γ Volantis (HD 55865), asitiada más al este y de magnitú +3,78.
γ Volantis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V con una temperatura efectivo de 7000 K.
Tien una lluminosidá 7,9 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 1,9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 35 km/s.
El so conteníu metálico ye un 60% superior a la solar ([Fe/H] = +0,20).
Pela so parte, γ Volantis ye una xigante naranxa de tipu K0III con carauterístiques non bien distintes a les d'otres xigantes de la constelación como β Volantis o ζ Volantis.
Tien una temperatura superficial d'aprosimao 4700 K y una lluminosidá 71 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 12,7 vegaes más grande que'l radiu solar y tien una masa de 2,5 vegaes mases solares.
Cuidao que apenes se reparó movimientu orbital nel sistema, nun esiste información abonda sobre los parámetros orbitales. La so separación proyeutada ye de 600 UA y el so periodu orbital ye de siquier 7500 años.
Gamma1 Normae
Gamma1 Normae (γ Nor) ye una estrella de magnitú aparente +4,97 asitiada na constelación de Norma, la riegla. Xuntu a Gamma2 Normae (γ Nor) comparten la denominación de Bayer «"Gamma"» nuna constelación onde nun hai estrella «"Alfa"» nin «"Beta"». Dambes estrelles son absolutamente independientes, yá que Gamma1 Normae alcuéntrase a unos 1470 años lluz de distancia del Sistema Solar, ente que Gamma2 Normae ta 11 vegaes más cerca, a 128 años lluz.
Gamma1 Normae ye una superxigante mariella de tipu espectral F9Ia de 6077 K de temperatura efectivo.
Con una lluminosidá igual a 2075 soles nun ye especialmente lluminosa pa ser una estrella superxigante, siendo les sos carauterístiques físiques non bien distintes a les de Sadalsuud (β Aquarii), anque ye daqué más caliente qu'ésta última. El so radiu ye 160 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,74 UA, aprosimao la distancia que dixebra a Venus del Sol.
Tien una masa 6,6 ± 0,4 vegaes mayor que la masa solar y una edá averada de 53 millones d'años.
Gamma2 Normae
Gamma2 Normae (γ Nor / HD 146686 / HR 6072 / HIP 80000) ye una estrella na constelación de Norma. Xuntu a Gamma1 Normae (γ Nor) comparten la denominación de Bayer "Gamma", anque son estrelles totalmente independientes. Gamma2 Normae alcuéntrase a 128 años lluz de distancia de la Tierra, ente que Gamma1 Normae ta unes once veces más alloñada, a 1440 años lluz. Gamma2 Normae, con magnitú aparente +4,01, ye la estrella más brillosa de la constelación.
Gamma2 Normae ye una xigante mariella de tipu espectral G8III y 4735 K de temperatura. Relluma con una lluminosidá equivalente a 45 soles, tien un diámetru 10 vegaes mayor qu'el del Sol y una masa ente 2 y 2,5 vegaes la masa solar. La so edá ta entendida ente 600 y 1400 millones d'años, en función de lo qu'avanzara na so evolución. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 12 km/s, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 41 díes.
Una estrella de magnitú +10 —catalogada como compañera binaria de Gamma2 Normae— paez nun tar gravitacionalmente xunida a ella, siendo namái una estrella asitiada na mesma llinia de visión. La separación visual ente dambes estrelles yera de 25 segundos d'arcu en 1834 ente que en 1959 aumentara a 45 segundos d'arcu.
GD 362
GD 362 (WD 1729+371) ye una nana blanca na constelación d'Hércules de magnitú aparente +16,23.
Alcuéntrase a unos 22 pársecs (72 años lluz) de distancia del Sistema Solar.
GD 362 tien una temperatura superficial de 10.540 ± 200 K.
La rellación heliu/hidróxenu [He/H] ye igual a 1,14, lo qu'implica que nel so fotosfera l'heliu, y non l'hidróxenu, ye predominante.
Por ello, anque primeramente foi catalogada como de tipu espectral DAZ —les llinies dominantes na so espectru, que son les que definen el tipu espectral, son les del hidróxenu—, anguaño revisóse la so clasificación a DAZB.
GD 362 tien una masa de 0,73 mases solares, polo que la estrella proxenitora, cuando taba na secuencia principal, yera tres veces más masiva qu'el Sol.
En 2004, observaciones espectroscópicas amosaron que GD 362 tien una concentración relativamente alta de metales na so atmósfera.
Cuidao que el fuerte campu gravitatorio d'una nana blanca fuerza a los elementos pesaos a fundise rápido na parte baxa de l'atmósfera, ello significa que l'atmósfera ta siendo contaminada por una fonte esterna.
Posteriores observaciones de fotometría infrarroxa suxuren que la estrella ta arrodiada d'un aníu de polvu comparable a los aníos de Saturnu, lo qu'esplica la contaminación.
Un posible orixe del discu de polvu y de los elementos pesaos na atmósfera puede debese a la desintegración por fuerces de marea d'un asteroide d'unos 200 km de diámetru fai ente 100.000 y un millón d'años. Si ésti ye l'orixe, los espectros indiquen que la composición del asteroide sería similar a la de la corteza terrestre, y que podría pertenecer a un cuerpu mayor non bien distintu a los planetes terrestres del Sistema Solar.
GD 61
GD 61 (WD 0435+410) ye una nana blanca na constelación de Perséu de magnitú aparente +14,80.
Alcuéntrase a 52 pársecs (170 años lluz) de distancia del Sistema Solar.
GD 61 tien una temperatura efectivo de 17.280 K.
La so atmósfera ye rica en heliu, tando catalogada como de tipu espectral DBZ.
Tien una masa de 0,71 mases solares, polo que la estrella proxenitora yera una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V trés vegaes más masiva qu'el Sol.
El so tiempu d'enfriamientu como remanente estelar envalórase en 600 millones d'años.
El Telescopiu espacial Spitzer dexó conocer que GD 61 tópase arrodiada por un discu circumestelar.
La so atmósfera tópase bien contaminada por oxíxenu, siliciu y magnesiu, según, en menor grau, por fierro y calciu.
Dicha contaminación interpretóse como la resultancia de la cayida d'escombros provenientes d'un oxetu de tamañu planetariu o d'un asteroide grande ricu en xelu.
Sicasí, GD 61 ye bien probe en carbonu; en rellación al Sol, el so conteníu ye 1000 vegaes inferior. Cuidao que el carbonu ye consideráu un elementu volátil, paez pocu probable que'l cuerpu responsable de la contaminación fuera al empar ricu en xelu pero probe en carbonu.
Geminga
Geminga (SN 437 / PSR B0633+17 / PSR J0633+17) ye una estrella de neutrones asitiada na constelación de Xéminis. Bautizada asina pol astrónomu italianu Giovanni Bignami cuando reparó esti oxetu con telescopios ópticos, el nome ye una contracción del inglés "Gemini gamma-ray source" y tamién una espresión nel dialectu llombardu de Milán que significa «nun ta ende». Alcuéntrase a 552 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Afayada en 1972 pol satélite SAS-2 como una intensa fonte de rayo gamma que nun coincidía con nengún oxetu conocíu, la esistencia de Geminga foi confirmada pol satélite de la Axencia Espacial Europea COS-B. Observaciones llevaes a cabu col observatoriu Einstein amosaron que la fonte de rayo gamma tamién emitía rayos X, anque con un fluxu bien inferior. El satélite ROSAT de rayos X atopó que la señal de Geminga repitir cada 0,237 segundos, lo que foi confirmáu pol observatoriu de Rayo Gamma Compton.
La revisión de los antiguos datos de COS-B y SAS-2 dexaron demostrar que'l periodu de pulsación crez col tiempu, como asocede en tolos púlsares detectaos en ondes de radiu. D'esta forma quedó establecíu que Geminga ye un púlsar, magar ye l'únicu conocíu que nun emite ondes de radio.
Geminga ye un púlsar invisible n'ondes de radio —l'únicu conocíu con estes carauterístiques— y ello puede debese a que'l rayu d'ondes de radio nun barre la área onde ta la Tierra. Coles mesmes, foi identificáu nel espectru visible como una estrella azul desaxeradamente tenue de magnitú +25,5. El so periodu de rotación ye de 0,237 segundos, lo qu'implica que nun segundu completa 4,22 vueltes.
Piénsase que Geminga ye'l restu d'una supernova que tuvo llugar fai unos 300.000 años. La supernova pue ser responsable, siquier en parte, de la área de baxa densidá nel mediu interestelar qu'esiste nes cercaníes del Sistema Solar, conocida como la Burbuya Local.
En 1997 anuncióse'l descubrimientu d'una planeta n'órbita alredor de Geminga en base a pequeñes esviaciones nel ritmu d'emisión de rayo gamma, que podríen debese a efectos gravitatorios. L'hipotéticu planeta alcuéntrase a 3,3 UA de Geminga y tendría un periodu orbital de 5,1 años. Con una masa un 70% mayor que la masa de la Tierra, tratar d'un planeta terrestre. Sicasí, el descubrimientu foi puestu en tela de xuiciu, yá que recién analises de los datos suxuren que les esviaciones pueden ser debíes a ruios na señal.
GG Lupi
GG Lupi (GG Lup / HD 135876 / HR 5687) ye una estrella de magnitú aparente +5,59 na constelación de Lupus, el llobu, asitiada 0,5º al oeste de δ Lupi. Alcuéntrase a unos 546 años lluz de distancia del Sistema Solar.
GG Lupi ye una binaria eclipsante que les sos dos componentes son estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B. La estrella principal, de tipu B7 V, tien una masa de 4,1 mases solares y una temperatura superficial de 14.750 K. El so radiu ye 2,5 más grande qu'el del Sol. La estrella secundaria, de tipu B9 V y 11.000 K de temperatura, ye 2,38 vegaes más masiva que'l Sol con un radiu un 72% más grande qu'el d'ésti. La órbita que describen ye escéntrica (ε = 0,150), siendo'l so rotación síncrona, esto ye, tarden el mesmu tiempu en xirar sobre sigo mesmes qu'en completar una órbita. Son estrelles nueves, con una edá averada de namái 20 millones d'años.
GG Lupi ye una estrella variable del tipu Beta Lyrae. Cada 2,164 díes, la estrella B9 V (39 vegaes más lluminosa que'l Sol) clisa al so brillante acompañante (que la so lluminosidá ye 6,15 vegaes mayor que la del so acompañante), provocando una cayida de rellumu dende magnitú +5,49 a magnitú +6,00.
Gianfar
Gianfar o Giuasar (λ Draconis / λ Dra / 1 Draconis) ye una estrella de la constelación de Draco, el dragón, de magnitú +3,84. Alcuéntrase a 355 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de λ Draconis nes sos diverses acepciones —Gianfar, Giansar o Giauzar— puede tener distintos oríxenes: de "Al Jauzā", —una pequeña estrella próxima—, de "Al Jauzah", «la Central», pola so localización a metá de camín ente les estrelles qu'apunten al polu norte celeste y la mesma Estrella Polar, o del persa Ghāuzar, «el Llugar de Venenu», en referencia a los puntos nos que la Lluna intercepta la eclíptica.
Na astronomía china esta estrella yera conocida como Sang Po o Shaou Po. 
Gianfar ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura de 3525 K y una lluminosidá 1870 vegaes mayor que la del Sol. Los datos de temperatura y lluminosidá conducen a un diámetru de 0,55 UA, que nun concasa col valor de 0,37 UA llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular (0,0073 segundos d'arcu).
Gianfar ye, amás, una estrella variable semirregular, que la so magnitú varia ente +3,78 y +3,86. Paez que s'atopa na caña asintótica xigante, una fase na so evolución estelar onde ta rellumando como una estrella xigante per segunda vegada. Con un nucleu inerte de carbonu, la estrella va empezar a púlsar con más fuerza mientres se preparar pa refundiar les sos capes esteriores y convertise nuna nana blanca.
Gienah Gurab
Gienah Gurab o Gienah Corvi ye'l nome de la estrella γ Corvi (γ Cor / 4 Corvi), la más brillosa de la constelación de Corvus, el cuervu, con magnitú aparente +2,58. El nome provién del árabe الجناح الغراب اليمن "al-janāħ al-ghirāb al-yaman" y significa «la nala derecha del cuervu», anque nes cartes modernes marca la nala esquierda. Alcuéntrase asitiada enriba a la derecha dientro del cuadriláteru que formen los cuatro estrelles principales. La palabra "Gurab" o "Corvi" estrema a esta estrella de Giennah, tamién llamada Gienah Cygni (ε Cygni). 
Asitiada a 165 años lluz del Sistema Solar, Gienah Gurab ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B8III y 12.400 K de temperatura. Con una lluminosidá 355 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu —que'l so valor llograr a partir de la midida del so diámetru angular, 0,799 milisegundos d'arcu— ye 4,4 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell ta inda cerca de la secuencia principal, y dientro d'unos pocos millones d'años va espandise tresformándose nuna xigante colorada.
Gienah Gurab destaca pola so composición química anómala, con niveles elevaos de mercuriu y manganesu, y niveles desacostumbradamente baxos de aluminiu y níquel.
Forma parte del grupu de estrelles de mercuriu-manganesu, que la so representante más brillosu ye Alpheratz (α Andromedae).
Como otros miembros d'esta clase, la so velocidá de rotación (32 km/s) ye relativamente lenta en comparanza con otres estrelles asemeyaes.
Giennah
Giennah (ε Cygni / 53 Cygni / HD 197989) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Cygnus, dempués de Deneb (α Cygni) y Sadr (γ Cygni), con magnitú aparente +2,48.
Ente Deneb (α Cygni), Sadr (γ Cygni) y esta estrella alcuéntrase la Nebulosa escura «Sacu de Carbón del norte».
Giennah o Gienah provienen de la palabra árabe جناح (Al Janāḥ) y significa «nala».
Asitiada a 72 años lluz del Sistema Solar, Giennah ye un sistema binariu compuestu por dos estrelles bien distintes. La componente principal, Giennah A, ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III, similar a Pólux (β Geminorum), con una temperatura superficial de 4725 K. El so diámetru ye 12 vegaes mayor qu'el del Sol y tien una lluminosidá de 61 soles. Anque yá ta empezando a morrer y probablemente nel so nucleu internu tien llugar la fusión de heliu, la so edá envalórase en namái 1500 millones d'años.
Otra manera, Giennah B ye una nana colorada de tipu M3V muncho menos brillosu (magnitú +13,40) y, anque nun se reparó movimiento orbital dalgunu, les dos estrelles mover al unísonu pel espaciu. Separaes visualmente 78 segundos d'arcu, la distancia real ente dambes ye de siquier 1700 UA, con un periodu orbital de 50.000 años a lo menos.
Xigante colorada
Una xigante colorada ye una estrella xigante de masa baxo o entemedia (menos de 8-9 mases solares) que, en consumiendo'l hidróxenu nel so nucleu mientres la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en heliu por fusión nuclear, empieza a quemar hidróxenu nun pulgu alredor del nucleu d'heliu inerte. Esto tien como primer efectu un aumentu del volume de la estrella y un enfriamientu de la so superficie, polo qu'el so color tórnase acoloratáu. Nesa fase previa a la de xigante colorada, la estrella recibe'l nome de subxigante. Nun momentu dáu, l'atmósfera de la estrella algama un valor mínimu críticu de la temperatura per debaxo del cual yá nun puede baxar, lo qu'obliga a la estrella a aumentar la so lluminosidá y volume a temperatura superficial (esto ye, color) prácticamente constantes; la estrella encher hasta algamar un radiu típicu d'unos 100 millones de km: la estrella convirtióse asina nuna xigante colorada. En tou este proceso la enerxía emitida pola xigante provién del mentáu pulgu y de la conversión d'enerxía gravitatoria en calor pol teorema del virial.
Mientres la etapa de secuencia principal, a midida que les reacciones termonucleares producen heliu, ésti va atropando nel centru d'una estrella pol so mayor densidá (ye más pesáu que l'hidróxenu). Conforme l'hidróxenu va consumiéndose fundiéndose n'heliu, al llegar a una cantidá crítica d'heliu (llende de Schoenberg-Chandrasekhar) la presión interna va menguando y l'estrella reacciona estruyéndose y calecer un pocu más hasta llegar a imposibilitar la fusión del pocu hidróxenu restante nel so centru. Dizse entós que la estrella haise "envelenáu" por heliu. Escosáu yá l'hidróxenu, el nucleu d'heliu nun puede frenar el pesu de la estrella y empieza a estruyise, desencadenando'l tresformamientu de la estrella nuna xigante colorada.
Si la estrella ye lo suficientemente pocu masiva (M  2,5 mases solares) esta transición asocede selemente yá que el gas apenes si dexeneróse cuando'l nucleu enciéndese. Nes estrelles de masa ente 0,5 y 2,5 mases solares, sicasí, el nucleu ta parcialmente dexeneráu ya intensifica les sos reacciones al empar qu'aumenta la so temperatura. Sigue asina hasta que, de golpe, torna al réxime de gas ideal lo que produz un ádene térmicu con una potente esplosión na que se lliberar enerxíes comparables a les d'una supernova, pero que nun fai apeligrar la integridá de la estrella pos la mayor parte de dicha enerxía ye emplegada n'esaniciar la dexeneración electrónica: ye'l "flax del heliu". Finalmente, nes estrelles de menor masa (M < 0,5 mases solares), la temperatura central nunca ye lo suficientemente alta como por que se produza la fusión del heliu. Sicasí, la evolución de diches estrelles ye tan lenta qu'inda nun hubo tiempu dende la formación del universu por que una estrella aisllada d'esa masa evolucionara a una xigante colorada.
La ignición del heliu pon fin a la fase de xigante colorada. Magar dichu procesu ye daqué violentu, nun llega a afectar la integridá de la estrella, que va prosiguir mientres unos millones d'años más nuna nueva fase estable de agrupamientu bermeyu ("rede clump" n'inglés) si'l so metalicidá ye alta, o de caña horizontal si'l so metalicidá ye baxa, fundiendo'l nuevu combustible. La estrella vuelve baxar na diagrama Hertzprung-Russell, pero siempres más lluminosa y fría que mientres la etapa de secuencia principal.
Les capes esternes de les xigantes coloraes tán pocu amestaes gravitacionalmente, polo que nesta etapa ye importante la perda de masa. Amás, la zona convectiva de les xigantes ye bien fonda, asina que les ondes de choque contribúin a acelerar entá más el vientu estelar. Per otru llau, estes estrelles emiten enforma na parte infrarroxa del espectru, que sufre muncha absorción per parte del polvu estelar, que recibe más impulsu y tresmitir al gas. Finalmente, tamién una mayor metalicidá (lo que trai una mayor opacidá) provoca mayores espulsiones de materia. La perda de masa acumulao ente les fases de xigante colorada y de xigante asintótica envalórase n'ente'l 40 y el 60% de la masa total inicial de la estrella.
Esta baxa densidá de les sos capes esteriores tamién se traduz en que son estrelles qu'escarecen un llimbu (esto ye, d'una fotosfera) bien definíu. Nel so llugar el cuerpu de la estrella tresformar de manera bien gradual nuna corona al dir alloñar del so centru.
Ye tamién notable que, a diferencia de lo qu'asocede n'estrelles pequeñes como'l nuesu Sol onde esisten ensame de célules convectivas (gránulos solares), una xigante colorada namái tien un pequeñu númberu d'elles -pero de gran tamañu-, considerándose esta traza como la causa de les sos variaciones de rellumu.
Otru efectu característicu nes xigantes coloraes ye'l llamáu "primer dragáu" ("first dredge-up" n'inglés). Al espandise la estrella, la zona convectiva estender dende una rexón onde l'hidróxenu foi parcialmente reprocesado n'heliu hasta les capes más esternes, polo que dichu material reprocesado ye treslladáu hasta la superficie. Esti cambéu nes bayures superficiales ye potencialmente observable, y manifiéstase como una diferencia coles bayures superficiales d'estrelles de la secuencia principal cola mesma metalicidá inicial.
Finalmente, convien esclariar que la descripción d'una xigante colorada qu'apaez equí ye relativamente moderna. Orixinalmente, cuando entá nun s'entendíen con exactitú los distintos procesos qu'asocedíen nes últimes fases de la vida d'una estrella, el términu xigante colorada englobaba amás les fases posteriores de agrupamientu bermeyu/caña horizontal y de xigante asintótica. Lo que ye inda ciertu si en cuenta de falar de fases evolutives cinximos a les clases de lluminosidá del sistema MKK, toes eses estrelles son de clase de lluminosidá III, esto ye, xigantes.
Anque davezu asumir que la conversión d'una estrella en xigante colorada va convertir la so sistema planetariu, si esiste, en inhabitable, dellos estudios suxuren que mientres la estrella evoluciona convirtiéndose nési tipu d'astru podría allugar una zona habitable, que -pa una estrella cola masa del Sol- estender ente 2 y 9 unidaes astronómiques de la estrella, durando a la menor alloña dellos miles de millones d'años y a la mayor 100 millones d'años, tiempu seique abondu por que la vida pudiera desenvolvese nun planeta fayadizu pa ello a ésa distancia.
Una vegada que la estrella abandona la fase de la xigante colorada, mientres funde heliu nel so nucleu cómo estrella de la caña horizontal/agrupamientu bermeyu fundiendo heliu nel nucleu, hai otros mil millones d'años extra de habitabilidad nuna franxa ente que s'estiende ente 7 y 22 unidaes astronómiques -tamién pa una estrella cola masa del Sol-.
Dependiendo de los modelos utilizaos pa estudiar la so evolución futura, envalórase que dientro d'unos 5-6 mil millones d'años el Sol, en fundiendo tol hidróxenu del so nucleu, va tresformar nuna xigante colorada, procesu que va llevar aprosimao 600 millones d'años y, en que'l so curso casi verdaderamente va taramiar a Mercuriu y a Venus, y probablemente a la Tierra amás poco primero de algamar el so tamañu y lluminosidá máximes., aportando a acordies coles últimes estimaciones casi 260 vegaes mayor y 2.700 vegaes más lluminosu de lo que ye güei.
Girtab
Girtab (κ Sco / κ Scorpii / HD 160578) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación de Scorpius, l'escorpión, con magnitú aparente +2,39. El nome de Girtab provién de la astronomía sumeria y designaba un asterismo formáu por ι Scorpii, λ Scorpii, ν Scorpii y Kappa Scorpii. Anguaño'l nome de Girtab tamién s'utiliza pa la estrella θ Scorpii, igualmente conocida como Sargas.
Asitiada a unos 460 años lluz del Sistema Solar, Girtab ye una estrella xigante de tipu espectral B1.5III. Ye una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de 195,65 díes y una lluminosidá conxunta 15.300 vegaes mayor que la del Sol. La separación ente les dos estrelles ye de 1,7 UA, daqué más de la distancia que dixebra a Marte del Sol.
La estrella principal, Girtab A, tien una temperatura de 23.400 K y una masa envalorada 10,5 vegaes mayor que la masa solar. Ye una variable pulsante del tipu Beta Cephei que'l so rellumu apenes varia 0,01 magnitúes con un periodu principal de 0,1998 díes y otros periodos secundarios de 0,205, 7,3, 0,19 y 2,59 díes. La estrella secundaria, Girtab B, tien una masa 7 vegaes mayor que la masa solar y ye 3,3 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
Girtab forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus, la asociación estelar OB más cercana al sistema solar.
GJ 1002
GJ 1002 (LHS 2 / G 158-27 / Zkh 3) ye una estrella a namái 15,3 años lluz del Sistema Solar asitiada na constelación de Cetus. Los sistemes estelares más próximos a ella son GJ 1005, a 2,98 años lluz, la Estrella de Van Maanen, nana blanca a 4,4 años lluz, y Gliese 876, estrella onde s'afayaron dellos planetes estrasolares, a 4,94 años lluz.
GJ 1002 ye una nana colorada de rellumu bien débil que, con magnitú aparente +13,76, namái ye visible con telescopios. La so masa ye apenes el 11% de la masa solar, con un radiu en redol al 13% de la solar. Pertenez al tipu espectral M5.5V, siendo una estrella de carauterístiques asemeyaes a la conocida Proxima Centauri o a UV Ceti (Luyten 726-8 B), esta postrera tamién na mesma constelación. A diferencia d'estos dos estrelles que son estrelles acandilantes, GJ 1002 paez ser una estrella inactiva que'l so fluxu magnético superficial ye nulu.
La so temperatura efectivo ye de 3150 K y la so lluminosidá ye namá'l 0,0061% de la que tien el Sol. Tien una velocidá de rotación igual o inferior a 2,3 km/s.
GJ 1061
GJ 1061 (LHS 1565 / LP 995-46) ye una estrella que s'atopa a namái 12 años lluz del Sistema Solar.
Encuadrada dientro de la constelación de Horologium, ta asitiada al suroeste de α Horologii y δ Horologii. Foi probablemente afayada por Willem Jacob Luyten, quien estudió los movimientos propios de más de 520.000 estrelles.
En 1997, el proyectu RECONS revisó drásticamente la localización de GJ 1061, asitiándola a 11,9 años lluz de distancia, lo que la convierte na ventiava estrella más cercana al Sistema Solar (2008).
GJ 1061 ye una tenue nana colorada de magnitú aparente +13,03, polo que nun ye visible a simple vista. La so masa apenes equival al 11,3% de la masa solar. Perteneciente al tipu espectral M5.5V, les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de la conocida Proxima Centauri, siendo considerada una ximielga d'esta postrera.
Recién estudios astrométricos refuguen que GJ 1061 tenga una acompañante de baxa masa.
Per otra parte, les estrelles conocíes más cercanes a ella son la Estrella de Kapteyn, subenana colorada a 3,7 años lluz, y LP 944-20, nana marrón distante 4,9 años lluz.
GJ 1105
GJ 1105 (HIP 38956 / LHS 1963 / G 111-47) ye una estrella que s'atopa a 26,6 años lluz de distancia del Sistema Solar. Asitiada na constelación de Llobu cerval 5º al este de Alsciaukat (31 Lyncis), ye una tenue nana colorada de magnitú aparente +12,04.
Les estrelles conocíes más cercanes a GJ 1105 son QY Aurigae y Gliese 338, respectivamente a 7,1 y 9,5 años lluz.
GJ 1105 tien tipu espectral M3.5 V, siendo una estrella de carauterístiques asemeyaes a Ross 154, G 99-49 o la Estrella de Luyten.
A diferencia de los dos primeres, nun esiste constancia de que sía una estrella acandilante.
La so masa ye aprosimao una cuarta parte de la masa solar y relluma con una lluminosidá —nel espectru visible— igual al 0,09% de la que tien el Sol.
La so metalicidá ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15), siendo la so bayura relativa de fierro aprosimao'l 70% de la esistente nel Sol.
GJ 1116
GJ 1116 (G 9-38) ye un sistema estelar na constelación de Cáncer. A una distancia de 17,0 años lluz del Sistema Solar, ye unu de los 100 sistemes más próximos a la Tierra.
GJ 1116 A (LHS 2076) ye una nana colorada de tipu espectral M5.5V y magnitú aparente +14,06. Tien una masa averada d'un 11% de la masa solar y la so lluminosidá ye apenes el 0,0057% de la lluminosidá solar.
Ye una estrella acandilante, esto ye, sufre sópitos aumentos de rellumu producíos por erupciones na so superficie. Conocida tamién como EI Cancri, les sos carauterístiques físiques son paecíes a Proxima Centauri o GJ 1245 A (V1581 Cygni).
GJ 1116 B (LHS 2077) ye una nana colorada daqué daqué más tenue que la so compañera, siendo la so magnitú aparente +14,92. La so masa envalorada ye un 10% de la masa solar. La separación reparada ente dambes componentes ye de 23,5 UA, daqué más de la distancia a la que s'atopa Uranu del Sol.
Les estrelles más cercanes a GJ 1116 son AD Leonis, a 5,6 años lluz, DX Cancri, a 5,73 años lluz, Ross 619, a 7,3 años lluz, y YZ Canis Minoris a 7,8 años lluz. Toes elles son nanes coloraes.
GJ 1128
GJ 1128 (LHS 271) ye una estrella cercana al Sistema Solar.
Midíes precises de la so paralax (153,05 ± 2,41 milisegundos d'arcu) asitiar a una distancia de 21,3 ± 0,3 años lluz, siendo una de les 100 estrelles más próximes a nós.
Alcuéntrase al sur de la constelación de Carina pero, con magnitú aparente +12,78, atopar por debaxo del estragal de rellumu por que sía observable a simple vista.
GJ 1128 ye una nana colorada de tipu espectral M4.0V.
Ente les estrelles a menos de 10 pársecs del Sistema Solar, el 73% son nanes coloraes.
Con una temperatura efectivo de 2918 ± 56 K, GJ 1128 ye una estrella tenue que la so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida como lluz infrabermeyo— ye igual al 0,8% de la lluminosidá solar.
Tien una masa d'aprosimao 0,15 mases solares.
A partir del so diámetru angular (0,336 milisegundos d'arcu) y, cuidao que se conoz la distancia a la que s'atopa, puede envalorase el so diámetru real, siendo ésti igual al 24% del diámetru solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Ross 619 o Ross 128.
GJ 1214
GJ 1214 (LHS 3275 / G 139-21) ye una estrella de magnitú aparente +14,67.
Ta encuadrada na constelación de Ophiuchus, visualmente a 22 minutos d'arcu de la variable UY Ophiuchi.
En avientu de 2009 afayóse un planeta n'órbita alredor d'esta estrella.
GJ 1214 alcuéntrase a una distancia averada del Sistema Solar de 42 años lluz.
Como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, ye una nana colorada de tipu espectral M4.5 V con una temperatura superficial de 3026 ± 130 K.
El so diámetru ye una quinta parte del diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 2 km/s.
La so masa equival al 16% de la que tien el Sol y ye una estrella de rellumu bien tenue, con una lluminosidá equivalente al 0,33% de la lluminosidá solar.
Nun se conoz con certidume la so antigüedá, envalorándose ésta en 6000 millones d'años.
El planeta descubiertu —denomináu GJ 1214 b— tien una masa 6,55 vegaes mayor que la masa de la Tierra. Ye un planeta de tipu «supertierra», entendiendo como tales a aquellos planetes estrasolares que la so masa mínimo alcuéntrase ente 1,9 y 10 mases terrestres.
GJ 1221
GJ 1221 (LHS 455 / WD 1748+708) ye una nana blanca que s'atopa a 20 años lluz de distancia del Sistema Solar. Asitiada na constelación de Draco, tien magnitú aparente +14,15.
La estrelles más cercanes a GJ 1221 son Alsafi (σ Draconis), a 3,2 años lluz, LHS 3376, a 4,3 años lluz y Gliese 687, a 5,3 años lluz de distancia.
A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques como GJ 1221 nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante. GJ 1221 ye un remanente estelar catalogáu con tipu espectral DAp o DXP9 —la «X» indicando un espectru peculiar—.
Ye una nana blanca solitaria que nun forma parte d'un sistema estelar y, dempués de la Estrella de Van Maanen y Gliese 440, ye la nana blanca d'estes carauterístiques más próxima a nós.
La temperatura efectivo de GJ 1221 ye de 5590 ± 90 K y la so lluminosidá equival a 8,5 cenmilésimes de la lluminosidá solar.
Envalórase qu'el so masa actual equival al 81% de la masa solar y que tien una edá averada —como nana blanca— de 5860 millones d'años.
GJ 1224
GJ 1224 (G 154-44 / LHS 3359) ye una estrella de magnitú aparente +13,61 cercana al Sistema Solar, yá que s'atopa a una distancia de 24,6 años lluz.
Ta encuadrada na constelación de Serpens, na rexón de Serpens Cauda, mui cerca de la llende con Saxitariu.
GJ 1224 ye una nana colorada de tipu espectral M4.5V que la so temperatura efectivo ye notablemente distinta según la fonte consultada —2711 o 3200 K—.
De rellumu tenue, tien una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— igual al 0,44% de la lluminosidá solar.
El so radiu equival al 18% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s.
De bien baxa masa, ésta apenes supón el 14,8% de la masa solar.
Tien un fluxu magnético superficial intensu, de 2700 G, y el so campu magnéticu superficial ye d'aprosimao 2000 G.
GJ 1224 ye aprosimao 2,5 vegaes más lluminosa que Proxima Centauri, la nana colorada más cercana al Sol, y, al igual qu'ella, ye una estrella acandilante.
Nestes variables prodúcense grandes fogarales qu'impliquen aumentos sópitos ya impredicibles de rellumu, medría que tien llugar en tol espectru electromagnéticu.
Amás de Luyten 726-8, prototipu de la clase, Ross 154 y EV Lacertae son dos conocíos exemplos d'estrelles acandilantes.
GJ 1245
GJ 1245 ye un sistema estelar cercanu al Sistema Solar, a namái 15,2 años lluz de distancia, na constelación de Cygnus. De magnitú aparente +13,4, nun ye visible a simple vista.
Los dos componentes principales de GJ 1245 son dos nanes coloraes dixebraes ente sigo unes 33 UA. GJ 1245 A ye una estrella de tipu espectral M5.5V con una masa equivalente al 11% de la masa solar y una lluminosidá qu'apenes supón el 0,0084% de la del Sol. Ye una estrella acandilante, esto ye, dacuando prodúcense fogarales na so superficie qu'aumenten el so rellumu significativamente, polo que recibe la denominación d'estrella variable V1581 Cygni, nome pol que tamién se conoz al sistema estelar. GJ 1245 B ye daqué más fría que la so compañera —tien una temperatura de 2600 K—, siendo'l so tipu espectral M6V. La so masa ye un 10% de la masa solar y la so lluminosidá ye la metá de la de GJ 1245 A. Abarrúntase que tamién puede ser una estrella acandilante.
De la mesma, GJ 1245 A ye una estrella binaria cercana. El so acompañante, GJ 1245 C, ye una de les nanes coloraes más tenues conocíes, de tipu espectral M8V y 2150 K de temperatura. Alcuéntrase separada 1,3 UA de la componente A.
GJ 1253
GJ 1253 (LHS 3549 / NLTT 49289 / Wolf 1069) ye una estrella na constelación de Cygnus, el cisne, visualmente separada 2º de la variable V778 Cygni.
Alcuéntrase a 30,3 años lluz del Sistema Solar.
Éstes son estrelles de bien baxa masa que la so enerxía xenerar a un ritmu lentu por fusión nuclear del hidróxenu en heliu al traviés de la cadena protón-protón, emitiendo bien poca lluz.
La masa de GJ 1253 ye llixeramente cimera al 15% de la masa solar y la so lluminosidá —nel espectru visible— ye inferior a dos diezmilésimes de la lluminosidá solar.
Arriendes d'ello, ye una estrella de rellumu bien tenue de magnitú aparente +14,04.
De tipu espectral M5, la so temperatura efectivo ye de namái 2842 K.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 4,5 km/s.
Observaciones realizaes en distintes dómines revelaron que la emisión Hα activar en periodos inferiores a un mes. Ello pue tar provocáu por una rexón activa que, al rotar la estrella, entra y sale del nuesu campu de visión, o bien pola esistencia de violentos fogarales.
GJ 1253 ye probablemente una estrella acandilante de carauterístiques asemeyaes a les de la vecina Proxima Centauri.
GJ 1276
GJ 1276 (LHS 69 / WD 2251-070) ye una estrella del tipu nana blanca, de magnitú aparente +15,66. Encuadrada na constelación d'Acuariu, alcuéntrase visualmente a 51 minutos d'arcu de la brillosa Hydor (λ Aquarii).
Distante aprosimao 26,3 años lluz del Sistema Solar, cerca d'ella atopen les nanes coloraes GJ 1286 y Gliese 849, a pocu más de 5,5 años lluz.
El so tipu espectral, DZ, indica la presencia de llinies metáliques nel so espectru, implicando una atmósfera rica en metales. 
L'aspeutu más notable d'esti remanente estelar ye la so baxa temperatura (4000 ± 200 K) en comparanza cola d'otres nanes blanques.
Cuidao que les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando.
Consecuentemente, les nanes blanques «fríes» son oxetos bien antiguos; asina, GJ 1276 tien una edá envalorada —como remanente estelar— de 7390 ± 180 millones d'años.
Igualmente la lluminosidá d'estos oxetos aparra col tiempu, siendo la lluminosidá de GJ 1276 namá'l 0,004% de la lluminosidá solar.
A títulu comparativu, la Estrella de Van Maanen —la nana blanca solitaria más próxima al Sol— ye 4,5 vegaes más lluminosa qu'ella.
La so masa, en redol al 52% de la masa solar, ye un valor bien habitual nesti tipu d'oxetos.
GJ 1277
GJ 1277 (LHS 532 / LTT 928-1) ye una estrella cercana al Sistema Solar.
La midida de la so paralax (97,48 milisegundos d'arcu) asitia a esta estrella a una distancia de 33,6 ± 0,3 años lluz.
Alcuéntrase na constelación austral de Tucana a pocu más de mediu grau de la estrella de sesta magnitú HD 216169.
De magnitú aparente +14,01, atopar por debaxo del estragal de rellumu por que sía observable a simple vista.
GJ 1277 ye una nana colorada de tipu espectral M4.5V.
Con una temperatura efectivo de 2836 ± 66 K, GJ 1277 ye una estrella tenue que la so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida como lluz infrabermeyo— ye igual al 0,3% de la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la conocida Proxima Centauri —magar la so lluminosidá casi dobla a la d'ésta— o a les de Ross 614 A o QY Aurigae A; a diferencia d'estes postreres, nun esiste evidencia de que GJ 1277 tenga dalguna compañera estelar non visible.
GJ 1286
GJ 1286 (G 157-77 / LHS 546) ye una estrella de magnitú aparente +14,69. Alcuéntrase a 23,2 años lluz del Sistema Solar encuadrada na constelación de Piscis.
BR Piscium y GJ 1276 son les estrelles conocíes más cercanes a ella, distantes 4,7 y 5,6 años lluz respectivamente.
GJ 1286 ye una nana colorada de tipu espectral M5.5V con una baxa temperatura efectivo nel rangu de 2716 a 3150 K (la cifra varia según la fonte consultada).
Bien tenue, relluma con una lluminosidá —nel espectru visible— igual a 6 cenmilésimes de la lluminosidá solar.
El so radiu equival al 14% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s.
De bien baxa masa, ésta apenes supón el 11,6% de la masa solar.
Tien un fluxu magnético superficial débil, de 400 ± 200 G.
GJ 1286 ye una estrella bien asemeyada a la conocida Proxima Centauri, cola que comparte tipu espectral y que la so magnitú absoluta ye casi idéntica.
Sicasí, a diferencia d'ésta, nun esiste evidencia de que GJ 1286 sía una estrella acandilante.
GJ 2012
GJ 2012 (LHS 1126 / G 66-57 / WD 0038-226) ye una nana blanca de magnitú aparente +14,60 asitiada na constelación de Cetus. Midíes precises de la so paralax asitiar a una distancia de namái 29,5 años lluz del Sistema Solar.
GJ 2012 ye una nana blanca de tipu espectral DC.
El so espectru presenta unes leves línea d'absorción asemeyaes a les bandes de Swan reparaes n'oxetos de tipu DQ; piénsase que son bandes de Swan movíes pola presión que pueden tar acomuñaes a bandes de Swan producíes por C altamente escitáu.
La so atmósfera ta apoderada pol heliu, unes 400 más abondosa qu'el hidróxenu.
GJ 2012 ye una nana blanca fría con una temperatura efectivo de 5210 ± 130 K —una quinta parte de la de Siriu B y unos 1550 K más fría que la Estrella de Van Maanen— consecuencia del so llargu tiempu d'enfriamientu, envaloráu en 4370 ± 180 millones d'años.
A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante.
Col intre del tiempu, la so temperatura superficial va baxando, procesu que trai un amenorgamientu na lluminosidá.
Por ello, GJ 2012 tien una baxa lluminosidá que supón namá'l 0,011% de la lluminosidá solar.
La so masa averada ye de 0,52 mases solares.
GJ 2066
GJ 2066 (HIP 4051 / G 113-20) ye una estrella asitiada na constelación d'Hidra cerca de la llende con Canis Minor.
Relluma con magnitú aparente +10,05 y alcuéntrase a 28,6 años lluz del Sistema Solar.
Éstes son estrelles de baxa masa que la so enerxía xenerar a un ritmu lentu por fusión nuclear del hidróxenu en heliu al traviés de la cadena protón-protón; arriendes d'ello, emiten bien poca lluz.
La lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— de GJ 2066 ye equivalente al 2,78% de la lluminosidá solar.
Magar ello, ye considerablemente más lluminosa qu'otres conocíes nanes coloraes como Proxima Centauri o Wolf 359.
De tipu espectral M2, la temperatura efectivo de GJ 2066 ye de 3420 K.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 2,7 km/s.
Tien un baxu conteníu metálico ([Fe/H] = -0,22) y la so masa ye de 0,447 ± 0,005 mases solares, asemeyáu a la de Lalande 21185 pero 3,6 vegaes mayor que la de Proxima Centauri.
GJ 3136
GJ 3136 (G 173-39 / NLTT 7096) ye una estrella de magnitú aparente +12,47. Alcuéntrase a 46,6 años lluz del Sistema Solar encuadrada na constelación de Perséu.
Ye una nana colorada de tipu espectral M5 V (anque n'otres fontes apaez catalogada como M3 V).
Relluma con una lluminosidá —nel espectru visible— igual al 0,17% de la lluminosidá solar; a pesar d'ello, ye 12 vegaes más lluminosa que Proxima Centauri y 8 vegaes más que Wolf 359, dos de les nanes coloraes bien próximes a nós.
GJ 3136 tien una temperatura superficial de 3200 ~K y la so masa apenes supón el 31% de la masa solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,14).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 30 km/s —15 vegaes más apriesa que'l Sol—, polo que-y la considera un «rotor rápidu»; consecuentemente ye una estrella nueva que la so edá ta entendida ente 20 y 300 millones d'años.
Al igual qu'otres nanes coloraes, ye una estrella acandilante qu'esperimenta aumentos sópitos ya impredicibles nel so rellumu en tol espectru electromagnéticu.
Exemplos notables d'esti tipu d'estrelles son EV Lacertae, YZ Canis Minoris o UV Ceti, prototipu d'esta clase de variables.
GJ 3483
GJ 3483 (WD 0806-661 / LTT 3059) ye un sistema binariu compuestu por una nana blanca y una nana marrón.
De magnitú aparente +13,70, ta encuadráu na constelación de Volans y alcuéntrase a 62,5 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal de GJ 3483 ye una nana blanca de tipu espectral DQ4.2, siendo'l heliu l'elementu predominante na so atmósfera.
Les nanes blanques son remanentes estelares que nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, polo que col tiempu la so temperatura superficial va baxando.
GJ 3483 tien una elevada temperatura efectivo de 10.250 ± 70 K y una edá —como remanente estelar— de 670 millones d'años.
Piénsase que la estrella proxenitora tenía una masa de 2,0 ± 0,3 mases solares y que permaneció na secuencia principal mientres 1300 millones d'años, polo que GJ 3483 tien una edá total ente 1500 y 2700 millones d'años.
La so lluminosidá equival al 0,15% de la lluminosidá solar y tien una masa de 0,62 ± 0,03 mases solares.
La nana marrón del sistema, denominada GJ 3483 B, tien una masa ente 10 y 13 vegaes la masa de Xúpiter y una temperatura igual o inferior a 400 K, lo que la convierte nuna de les nanes marrones más fríes que se conocen.
La separación proyeutada ente los dos oxetos ye de 2500 UA.
Si asumir qu'esta distancia correspuende al semiexe mayor de la órbita, cuando GJ 3483 taba na secuencia principal, la separación orbital ente dambos yera de 780 UA aprosimao.
GJ 3634
GJ 3634 (LHS 2335 / LP 905-36) ye una estrella de magnitú aparente +11,93.
Dende 2011 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
GJ 3634 ta asitiada a 65,5 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación d'Hidra.
Ye una nana colorada de tipu espectral M2.5.
Muncho menos lluminosa qu'el Sol, la so lluminosidá apenes algama'l 2% de la lluminosidá solar.
Tien una masa de 0,45 mases solares y nun esiste consensu tocantes a la so metalicidá (bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu); diversos estudios asitien el so índiz de metalicidá ente -0,10 y +0,15.
Asumiendo una metalicidá igual a la solar y una edá de 5000 millones d'años, puede envalorase el so radiu, aprosimao igual al 43% del radiu solar.
La so cinemática indica una edá probablemente cimera a 3000 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ye inferior a 1 km/s, siendo considerada una estrella moderadamente activa.
En 2011 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a GJ 3634, denomináu GJ 3634 b.
Orbita a una distancia de 0,029 UA al respective de la estrella, lo qu'equival a 1/13 de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol.
Tien un curtiu periodu orbital de 2,6456 díes.
Sicasí, el descubridores de GJ 3634 b notaron la señal d'un segundu cuerpu de naturaleza desconocida; lo más probable ye qu'esti oxetu tenga una masa máximo doble de la de Neptunu y orbite en redol a GJ 3634 cada 200 díes.
GJ 3685A
GJ 3685A (LP 613-49 / G 10-49) ye una estrella que s'atopa a 45 años lluz del sistema solar en dirección a la constelación de Lleo. Ye una estrella tenue de magnitú aparente +13,40, non visible a simple vista.
GJ 3685A ye una nana colorada de tipu espectral M4 con magnitú absoluta +12,28. Al igual que munches otres estrelles asemeyaes, como Proxima Centauri o Wolf 359 (CN Leonis), ye una estrella acandilante, ye dicir despide fogarales qu'aumenten drásticamente el so rellumu; la medría tien llugar en tol espectru electromagnéticu, dende rayos X a ondes de radiu.
El 20 d'abril de 2004 el satélite ultravioleta GALEX reparó un enorme fogaral en GJ 3685A, que de casualidá taba nel so campu de visión. La erupción foi la mayor enxamás rexistrada en lluz ultravioleta, aumentando'l rellumu de la estrella nun factor de 1000 en 200 segundos. El fogaral foi un millón de vegaes más enerxética que les erupciones solares. Asumiendo que la emisión nel ultraviola cercanu (1750–2800 Å) ye sobremanera debida al continuu estelar, y que'l fluxu nel ultraviola llonxanu (1350–1750 Å) débese a partes iguales a les línea d'emisión y al continuu, paez qu'hai dos componentes distintos de fogaral en dichu acontecimientu. El primer tipu de fogaral caracterizar por un aumentu esponencial en fluxu con un aumentu mínimu o nulu de temperatura. L'otru tipu implica aumentos rápidos tantu en temperatura como en fluxu. Ente que el tiempu d'escayencia pal primera componente del fogaral puede ser de delles hores, el segundu tipu de fogaral decayó en menos de 1 minutu, suxuriendo qu'el afigura calecíu tuvo bien pocu o nada confináu.
GJ 3877
GJ 3877 (LHS 3003) ye una estrella cercana al Sistema Solar.
Midíes precises de la so paralax (152,49 ± 2,402 milisegundos d'arcu) asitiar a una distancia de 21,4 años lluz.
Alcuéntrase na constelación d'Hidra ente les estrelles 58 Hydrae y 59 Hydrae, a 40 minutos d'arcu d'esta postrera.
Ye desaxeradamente tenue, siendo'l so magnitú aparente +17,05.
GJ 3877 ye una nana colorada de tipu espectral M7.0V.
Ente les nanes coloraes —que suponen el 73% de les estrelles del nuesu entrono más cercanu—, GJ 3877 ye una de les menos masives y lluminoses; asina, la so masa de 0,08 mases solares ye de les menores pa una estrella —los oxetos menos masivos reciben el nome de nanes marrones.
La so temperatura efectivo ye de namái 2393 K y, consecuentemente, ye bien pocu lluminosa; la so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida como lluz infrabermeyo— ye igual al 0,05% de la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de DX Cancri o a les de la Estrella de Teegarden.
Les estrelles conocíes más cercanes a GJ 3877 son Gliese 570, a 2,5 años lluz, y Gliese 588, a 5,4 años lluz.
GJ 758
GJ 758 "(Gliese-Jahreiss 758)" ye una estrella del tipu-G de secuencia principal asitiáu a unos 50 años lluz de distancia de la Tierra, nel constelación Lyra. Con una magnitú de 6 ye demasiáu débil pa ser vistu a simple vista, pero puede vese fácilmente al traviés d'un pequeñu telescopiu o binoculares.
Pruebes de la esistencia de GJ 758 C y GJ 758 B fueron afayaes por imaxe directa col instrumento HiCIAO del Telescopiu Subaru . Si estos descubrimientos confírmense GJ 758 C y GJ 758 B van ser parte d'unu de los pocos sistemes planetarios (fora del nuesu propiu) en ser directamente fotografiáu (casi tolos otros exoplanetas descubiertos hasta la fecha fueron detectaos usando métodos indirectos).
GK Persei
GK Persei (GK Per) ye una estrella na constelación de Perséu y una de les noves meyor conocíes. Alcuéntrase narexón ente Algol (β Persei) y Mirfak (α Persei). En condiciones normales la so magnitú aparente ye +13,1.
Conocida tamién como Nova Persei 1901, afayóse'l 23 de febreru de 1901 cuando algamó un máximu de magnitú +0,2, andando a la tema con Vega (α Lyrae). Aumentó'l so lluminosidá unes 10.000 vegaes en namái dos díes. Foise apagando hasta magnitú 2 seis díes dempués, y hasta magnitú 6 dos selmanes más tarde. A partir d'ende empezó a bazcuyar mientres dellos meses, menguando'l so rellumu hasta que yá nun foi visible a simple vista. La nova volvió al so rellumu normal (magnitú +13) dempués d'once años. Dende 1966 hasta l'actualidá, GK Persei amosó españíos recurrentes de 3 magnitúes cada 3 o 4 años.
GK Persei ye una estrella binaria y una nova inusual. Los dos componentes tán relativamente alloñaes, lo que fai difícil la cesión de materia de la estrella principal a la nana blanca. Piénsase que la estrella principal, de tipu espectral K2, ta próxima a abandonar la secuencia principal aumentando significativamente el so diámetru.
Dempués de la esplosión como nova clásica en 1901, GK Persei empezó a amosar carauterístiques propies d'una variable cataclísmica de tipu nova nana a partir de 1966.
El descubrimientu de rayos X emitíos pol sistema dexó clasificar GK Persei como una estrella DQ Herculis, en función de la intensidá del campu magnéticu de la nana blanca.
GL Virginis
GL Virginis (GL Vir / GJ 1156 / G 12-30) ye una estrella de magnitú aparente +13,79 na constelación de Virgu.
Ye una tenue nana colorada, como más del 70% de les estrelles asitiaes a menos de 10 pársecs del Sistema Solar; Ross 128 y Wolf 424 son exemplos de nanes coloraes nesta mesma constelación.
Distante 21,3 años lluz, GL Virginis tien tipu espectral M5V y una temperatura averada de 3025 K.
Estrella bien tenue, la so lluminosidá visual ye apenes una diezmilésima de la lluminosidá solar; sicasí, cuidao que una fracción importante de la so radiación ye emitida como lluz infrabermeyo, la so lluminosidá bolométrica amontar hasta algamar el 0,5% de la que tien el Sol.
La so masa ye de 0,14 mases solares y tien un radiu equivalente al 16% del radiu solar.
Dientro de la so clase ye un «rotor rápidu», siendo la so velocidá de rotación de siquier 17 km/s, lo qu'implica que tarda menos de mediu día en completar un xiru.
Al igual que Proxima Centauri, UV Ceti —prototipu del grupu— o la yá citada Ross 128, GL Virginis ye una estrella acandilante.
El sistema estelar conocíu más cercanu a GL Virginis ye Gliese 486, a 6,4 años lluz de distancia.
Gliese 105
Gliese 105 (GJ 105) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Cetus. La componente principal, Gliese 105 A, tien magnitú aparente +5,82, y ta dixebrada 165 segundos d'arcu de Gliese 105 B, de magnitú +11,66, afayada por Adriaan van Maanen escontra l'añu 1938. A la distancia de 23,4 años lluz que s'atopa'l sistema, la distancia averada ente dambes estrelles ye de 1200 UA.
Gliese 105 A (HD 16160 / HR 753 / LHS 15) ye una nana naranxa de tipu espectral K3V con una temperatura efectivo de 4829 K.
La so lluminosidá equival al 27% de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 24% más pequeñu qu'el del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2,9 km/s.
La so bayura relativa de fierro ye daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,16); sicasí, otros metales como sodiu, magnesiu, aluminiu o siliciu, son daqué más abondosos que nel Sol. Coles mesmes, el conteníu de litiu ye inferior al de la nuesa estrella.
Con una masa de 0,81 mases solares, nun esiste consensu tocantes a la so edá; un estudiu cita 540 millones d'años como la so edá más probable —siendo nesi casu una estrella nueva—, ente qu'otru aumenta esta cifra hasta los 8600 millones d'años d'edá.
Gliese 105 B (LHS 16) ye una nana colorada de tipu M4 con una temperatura superficial de 3042 K.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 2,4 km/s.
Ye una variable BY Draconis y recibe la denominación de variable BX Ceti. A pesar d'esta variabilidá paez presentar una actividá cromosférica desacostumbradamente baxa.
El sistema estelar completar con una tercera componente, Gliese 105 C, que orbita alredor de Gliese 105 A. Ye una tenue nana colorada de tipu M7V que'l so diámetru nun tien de ser enforma mayor qu'el de Xúpiter. Con una temperatura superficial de 2600 K, ye una de les estrelles de la secuencia principal más fríes que se conocen, con una masa apenes abondo pa empecipiar la fusión nuclear. La distancia actual con Gliese 105 A ye de 24 UA; midíes astrométricas realizaes a lo llargo de dellos años dexen envalorar el so periodu orbital en 61,3 años.
De la mesma, Gliese 105 B emplega casi 37.000 en completar una órbita en redol al par AC.
Gliese 114.1 A
Gliese 114.1 A (GJ 9103 A) ye una estrella na constelación de Horologium.
Visualmente alcontrar a pocu menos de 2º al nordés de ζ Horologii pero, siendo'l so magnitú aparente +10,72, nun ye observable a simple vista.
Gliese 114.1 A comparte'l númberu de catálogu «Gliese 114.1» con Gliese 114.1 B, pero nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
Gliese 114.1 A ye una estrella cercana, asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (77,19 ± 1,64 milisegundos d'arcu), a 42,2 ± 1,0 años lluz del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 114.1 A son GJ 1079 y Gliese 146, a 3,9 y 6,5 años lluz respectivamente.
Gliese 114.1 A ye una nana colorada de tipu espectral M1.5, comparable a Lacaille 9352 y Gliese 205.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 3,0% de la lluminosidá solar.
La so temperatura efectivo ye de 3428 ± 50 K.
Con un radiu equivalente al 51% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,8 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 14,2 díes.
Presenta un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— inferior al del Sol en casi un 40%, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,24.
Gliese 127.1
Gliese 127.1 (GJ 127.1 / HIP 14754 / WD 0310-688) ye una nana blanca de magnitú aparente +11,1 encuadrada na constelación de Hydrus.
Anguaño tópase a 33,1 años lluz de distancia, pero fai 296.000 años la so órbita llevar a namái 5,2 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 127.1 tien tipu espectral DA3.1, siendo'l hidróxenu predominante na so atmósfera.
Les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, polo que col tiempu la so temperatura superficial va baxando.
Gliese 127.1 tien una elevada temperatura efectivo de 15.500 ± 79 K, consecuencia de la so curtia edá —como remanente estelar— de «namá» 190 millones d'años.
Igualmente la lluminosidá d'estos oxetos aparra col tiempu, siendo la lluminosidá de Gliese 127.1 equivalente al 0,3% de la lluminosidá solar.
Anque ye 9 menos lluminosa que Siriu B, ye 17 vegaes más lluminosa que la Estrella de Van Maanen, la nana blanca solitaria más próxima al Sol.
Gliese 127.1 tien una masa de 0,63 ± 0,01 mases solares, claramente per debaxo de la masiva Siriu B.
Estudios de espectropolarimetría suxuren que puede tener un débil campu magnéticu.
Gliese 133
Gliese 133 (GJ 133 / HIP 15638) ye una estrella na constelación de Cefeo.
De magnitú aparente +11,21, nun ye observable a simple vista.
Gliese 133 ye una nana colorada de tipu espectral M2.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 2,2% de la lluminosidá solar; ye bien paecida a otres nanes coloraes más próximes como Lalande 21185 o Gliese 625.
Tien una temperatura efectivo de 3407 ± 50 K.
Con un radiu equivalente al 43% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 1 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación pue ser d'hasta 22 díes.
Presenta un conteníu metálico tres veces menor qu'el del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,47.
Gliese 133 ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (71,21 ± 1,56 milisegundos d'arcu), a 45,8 ± 1,0 años lluz del Sistema Solar.
La brillosa Errai (γ Cephei) alcuéntrase a una distancia de 8,2 años lluz d'ella.
Gliese 146
Gliese 146 (GJ 146 / HD 22496 / HIP 16711) ye una estrella de magnitú aparente +8,57 encuadrada na constelación austral de Horologium.
Alcuéntrase a 43,1 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Estrelles conocíes cercanes a Gliese 146 son Gliese 145 y Gliese 167, asitiaes respectivamente a 4,8 y 6,1 años lluz de distancia.
Gliese 146 ye una nana naranxa de tipu espectral K5V o K7V.
Ye una estrella de la secuencia principal que, al igual qu'el Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear de hidróxenu nel so interior.
Tien una temperatura efectivo de 4520 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equivalente al 12% de la lluminosidá solar. De menor tamañu qu'el Sol, el so radiu equival al 68% del radiu solar. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de 61 Cygni A —la componente más brillosa d'esti sistema— o a les de ε Indi.
Gliese 146 ta catalogada como una posible estrella variable nel Xeneral Catalogue of Variable Stars, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 1203.
Pertenez al supercúmulu de les Híades, que, ente otros, tien como miembros a Luyten 726-8, 9 Ceti o 50 Persei.
Gliese 163
Gliese 163 (GJ 163) ye una estrella de magnitú aparente +11,81 asitiada na constelación de Doráu.
Tien dos planetes estrasolares, afayaos en 2012.
Gliese 163 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5.
Tien una temperatura efectivo de 3247 ± 66 K y la so lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— correspuende al 2% de la lluminosidá solar.
El so radiu equival al 46% del radiu solar y la so masa a 0,4 mases solares.
Tien un conteníu metálico llixeramente inferior al del Sol ([M/H] = -0,08) y la so edá averada ye de 3000 millones d'años.
Alcuéntrase a 48,9 años lluz de distancia del Sistema Solar y l'estrella conocida más cercana a ella, a 4,1 años lluz, ye la tamién nana colorada GJ 3279.
Dende 2012 conozse la esistencia de dos planetes n'órbita alredor de Gliese 163.
El más internu, Gliese 163 b, tien una masa 113 vegaes mayor que la masa terrestre y muévese a 0,06 UA de la estrella.
El más esternu, Gliese 163 c, ye un planeta de tipu «supertierra» asitiáu na zona habitable de la estrella, lo que dexa la presencia d'agua líquido.
Ye candidatu p'allugar vida, una y bones la temperatura na so superficie podría ser d'unos 60 ºC.
Magar esa temperatura ye demasiáu alzada pa organismos complexos, ye probable que sía apta pa la vida de microorganismos.
Gliese 167
Gliese 167 (GJ 167 / HD 27274 / HIP 19884) ye una estrella de magnitú aparente +7,64 na constelación austral de Doráu, asitiada a 42,8 años lluz del Sistema Solar.
Ente les estrelles cercanes a Gliese 167 alcuéntrase ζ Doradus, distante pocu más de 7 años lluz d'ella.
Gliese 167 ye una nana naranxa de tipu espectral K4.5Vk, una estrella de la secuencia principal que llogra la so enerxía a partir de la fusión del hidróxenu.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4557 K— relluma con una lluminosidá visual equivalente al 13% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de ε Indi, pero cuatro vegaes más alloñada qu'ésta, tien el 74% de la masa solar y el so diámetru correspuende al 71% del que tien el Sol.
Xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,0 km/s y nun amuesa actividá cromosférica.
El so índiz de metalicidá ([Fe/H] = -0,15), calculáu a partir de la so posición na diagrama color-magnitú absoluta, revela un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar.
Gliese 169
Gliese 169 (GJ 169 / HD 28343 / HIP 20917) ye una estrella na constelación de Tauru visualmente asitiada a 55 segundos d'arcu de κ Tauri. De magnitú aparente +8,35, nun ye visible a simple vista.
Alcuéntrase a 37,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 169 son LP 415-636 y Gliese 174, asitiaes respectivamente a 6,4 y 6,9 años lluz de distancia.
Gliese 169 ye una nana naranxa de tipu espectral K7V, una estrella que, como'l Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión de hidróxenu nel so interior. Dientro de les nanes naranxes, asitiar ente les más fríes y menos lluminoses; con una incierta temperatura efectivo ente 4137 K y 4211 K, la so lluminosidá visual equival al 3,7% de la lluminosidá solar. De menor tamañu qu'el Sol, la midida del so semidiámetru angular (0,279 milisegundos d'arcu) dexa calcular el so radiu, que correspuende a un 69% del radiu solar. Los sos parámetros son asemeyaos a los de 61 Cygni B —la componente más tenue d'esti sistema— o a los de Gliese 638.
Gliese 169 apaez catalogada como una estrella acandilante na base de datos SIMBAD, polo que recibe la denominación de variable provisional NSV 1612.
Gliese 176
Gliese 176 (GJ 176 / HD 285968 / LHS 196) ye una estrella de magnitú aparente +10,08 asitiada na constelación de Tauru. Dende 2007 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Asitiada a 30,7 años lluz del Sistema Solar, Gliese 176 ye una nana colorada de tipu espectral M2.5V. Tien una masa de 0,49 mases solares, un radiu aprosimao igual al 53% del radiu solar y una lluminosidá visual equivalente al 0,8% de la del Sol. Ye una estrella moderadamente activa que posiblemente presenta manches estelares y erupciones. Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué inferior a la solar, en redol al 79% de la mesma. El so periodu de rotación ye de 39 díes.
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a Gliese 176, denomináu HD 285968 b o Gliese 176 b, a una distancia de 0,0727 UA con un periodu orbital de 10,24 díes. La masa inicial calculada pal planeta yera de 24,5 vegaes la masa terrestre. Estudios posteriores paecen indicar que la so masa ye significativamente menor, 8,4 vegaes la masa terrestre, siendo por tantu un planeta de tipu «Súper-Tierra». D'alcuerdu a esti estudiu, el planeta mover nuna órbita circular más próxima a la estrella, a una distancia de 0,066 UA, completando una vuelta cada 8,78 díes. La temperatura del planeta puede ser d'aprosimao 177 ºC.
Gliese 179
Gliese 179 (GJ 179 / HIP 22627 / Ross 401) ye una estrella de magnitú aparente +11,56 na constelación d'Orión, visualmente a 44 minutos d'arcu de Tabit (π Orionis). Dende 2010 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Asitiada a 40 años lluz del Sistema Solar, Gliese 179 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V. Tien una temperatura efectivo de 3370 ± 100 K y una masa de 0,36 mases solares.
El so radiu ye equivalente al 38% del radiu solar y la so velocidá de rotación proyeutada ye inferior a 1,5 km/s.
Ye una estrella tenue que relluma con una lluminosidá equivalente al 1,6% de la del Sol y amuesa actividá cromosférica. Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cimeru a la solar, en redol al doble de la mesma.
Les carauterístiques físiques de Gliese 179 —temperatura, masa y elevada metalicidá— son bien similares a les de Gliese 876, nana colorada qu'alluga un ampliu sistema planetariu.
En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a Gliese 179, denomináu Gliese 179 b.
Ye un planeta xovianu que se mueve a una distancia media de 2,41 UA al respective de la estrella.
Tien un llargu periodu orbital de 6,3 años.
Gliese 204
Gliese 204 (GJ 204 / HD 36003 / HIP 25623) ye una estrella de magnitú aparente +7,64 asitiada a 42,4 años lluz del Sistema Solar. Ta encuadrada na constelación d'Orión visualmente 1,5º al sureste de η Orionis.
Gliese 204 ye una nana naranxa de tipu espectral K5V, una estrella de la secuencia principal que llogra la so enerxía a partir de la fusión del hidróxenu.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4647 ± 88 K— relluma con una lluminosidá equivalente al 18% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de ε Indi, pero casi cuatro veces más alloñada qu'ésta, tien ente'l 60 y el 75% de la masa solar.
El valor del so índiz de metalicidá —entendiendo por metales aquellos elementos que son más pesaos qu'el heliu— asitiar ente [Fe/H] = +0,09 y [Fe/H] = -0,44, en función de la fonte consultada.
Gliese 205
Gliese 205 (GJ 205 / HIP 25878 / LHS 30) ye una estrella nes cercaníes del Sistema Solar que s'atopa a 18,6 años lluz de distancia. Asitiada na constelación d'Orión, ye la segunda estrella más próxima nesta constelación dempués de G 99-49. Les estrelles más cercanes a Gliese 205 son GJ 3323 y G 99-49, a 2,6 y 3,0 años lluz respectivamente. De magnitú aparente +7,95, el so débil rellumu fai que nun sía visible a simple vista.
Gliese 205 ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V con una temperatura superficial de 3620 K. Con una masa de 0,63 mases solares, el so radiu ye igual al 76% del que tien el Sol.
Tien una lluminosidá equivalente al 1,84% de la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye 2,9 km/s, lo qu'implica que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 14,1 díes.
La so metalicidá paez ser cimeru a la solar, con una rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu un 62% mayor que nel Sol.
Gliese 22
Gliese 22 (GJ 22 / HIP 2552 / LHS 114/115) ye una estrella múltiple na constelación de Cassiopeia asitiada casi na llende cola constelación de Cepheus. Alcuéntrase 33 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2008 un grupu d'astrónomos españoles anunciaron el descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a una de les estrelles del sistema.
Gliese 22 ye un sistema estelar triple formada por trés nanes coloraes. La denominación de les componentes ye inusual: les estrelles denominaes A y C tán bien próximes ente sigo, orbitando la componente B esti par interior a una distancia considerablemente mayor. La estrella C ta tan próxima a A que, cuando foi resuelta, A y B taben yá catalogaes.
El par interior del sistema ta formáu por Gliese 22 A y Gliese 22 C, dos nanes coloraes que la so separación varia ente 1,20 UA nel periastru y 1,33 UA nel apoastru, siendo'l so periodu orbital de 15,95 años. Dada la proximidá de dambes componentes, nun se conocen los parámetros individuales de caúna d'elles. De tipu espectral combináu M2.5Ve, la so magnitú aparente ye +10,38 y la so lluminosidá conxunta equival al 0,63% de la lluminosidá solar. Piénsase que la masa de Gliese 22 C ten de tar cerca de la llende d'una nana marrón.
Gliese 22 AC ta catalogada como una estrella acandilante, recibiendo la denominación, tocantes a variable, de V547 Cassiopeiae.
Gliese 22 B ye una nana colorada de tipu M3.5 y magnitú aparente +12,40. La so lluminosidá ye apenes el 0,098% de la solar, con una masa de 0,38 mases solares. Completa una órbita alredor del par interior cada 320 años a una distancia de 41,1 UA (aprosimao la distancia media ente Plutón y el Sol).
El planeta, designáu Gliese 22 Bb, orbita en redol a Gliese 22 B, la componente solitaria del sistema estelar. Con una masa 16 vegaes mayor que la de Xúpiter (5000 vegaes mayor que la de la Tierra), tratar d'un planeta xigante o d'una nana marrón, una y bones una masa 13 vegaes mayor que la de Xúpiter ye la llende comúnmente aceptada que dixebra a dambos tipos d'oxetos. El planeta foi afayáu por un grupu d'investigadores lideraos por astrónomos de la Universidá de Santiago de Compostela, onde participaron el Grupu de Mecánica Espacial del Institutu Universitariu de Matemátiques y Aplicaciones (IUMA) de la Universidá de Zaragoza, el Special Astrophysical Observatory de Rusia y el Institutu Max Planck d'Alemaña. Per primer vegada púnxose de manifiestu astrométricamente la esistencia d'un planeta estrasolar, pos hasta agora tolos descubrimientos d'exoplanetes fueron llevaos a cabu pol métodu de velocidaes radiales (detectando'l efectu Doppler nes llinies espectrales de la estrella) o pola variación de la lluz de la estrella al producise tránsitos del planeta per delantre d'ella.
Gliese 223.2
Gliese 223.2 (GJ 223.2 / LHS 32 / G 99-44 / WD 0552-041) ye una nana blanca de magnitú aparente +14,45 asitiada na constelación d'Orión.
D'alcuerdu al so paralax —0,155 segundos d'arcu—, Gliese 223.2 alcuéntrase a 21,0 años lluz de distancia, siendo una de les 100 estrelles más próximes al Sistema Solar.
Les estrelles más cercanes a Gliese 223.2 son Gliese 205 y G 99-49, respectivamente a 3,11 y 4,25 años lluz. La brillosa Tabit (π Orionis) alcuéntrase a 9,3 años lluz de distancia.
Gliese 223.2 ye una nana blanca de tipu espectral DZ9, indicando una atmósfera rica en metales puesta de manifiestu pola presencia de llinies espectrales de dichos elementos.
Estudios fotométricos envaloren la so temperatura efectivo en 5509 K, ente que cálculos de modelos atmosféricos onde s'inclúin metales y hidróxenu —y non una composición de heliu puru— dan como resultáu una temperatura significativamente menor, d'aprosimao 4300 K.
Gliese 223.2 tien una masa averada de 0,80 mases solares y la so edá como nana blanca envalórase en 6820 ± 20 millones d'años.
Gliese 229
Gliese 229 (GJ 229 / HD 42851 / HIP 29295 / LHS 1827) ye una estrella de magnitú aparente +8,14 asitiada a 18,8 años lluz del Sistema Solar na constelación de Lepus. Dende 1994 conozse la esistencia d'una compañera subestelar, una nana marrón n'órbita alredor d'esta estrella.
Gliese 229 ye una nana colorada de tipu espectral M1/M2V y 3700 K de temperatura. La so masa averada ye un 56% de la masa solar y el so radiu ye inferior a un 53% del radiu solar. Muncho menos lluminosa qu'el Sol, namái tien un 1,6% de la lluminosidá solar. Tien una velocidá de rotación proyeutada de 1 km/s.
Envalórase la so edá nunos 3000 millones d'años. Ye una estrella acandilante —despide fogarales que provoquen sópitos aumentos de rellumu catalogada nel New Catalogue of Suspected Variable Stars como NSV 2863.
Les estrelles más cercanes a Gliese 229 son Gliese 205 y Gliese 223.2, distantes 6,7 y 6,8 años lluz respectivamente.
L'acompañante, Gliese 229 B, ye una nana marrón que la so masa ta entendida ente 25 y 65 vegaes la masa de Xúpiter, con un diámetru ente 0,9 y 1,1 vegaes el de Xúpiter. La so temperatura superficial ye de 1000 - 1200 K. Al igual qu'en Xúpiter, na so superficie ye abondosa'l metanu, tando clasificada como de tipu espectral T7p. Anguaño ta dixebrada 39 UA de Gliese 229, aprosimao la mesma distancia qu'hai ente Plutón y el Sol.
Gliese 246
Gliese 246 (GJ 246) ye una nana blanca de magnitú aparente +12,08.
Encuadrada na constelación d'Auriga, alcuéntrase 3,5º al norte de θ Geminorum.
Alcuéntrase a 49 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 246 tien tipu espectral DA2.4, tando la so atmósfera compuesta fundamentalmente de hidróxenu.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar ye bien elevada, ente 21.060 y 22.288 K.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando; Gliese 246, entá bien caliente, tien una edá envalorada —como remanente estelar— de namái 81 millones d'años.
Ello ye que ente les nanes blanques a menos de 20 pársecs del Sistema Solar, namái hai dos con una menor antigüedá; Siriu B, la nana blanca más cercana a nós, ye unos 40 millones d'años más antigua.
Coles mesmes, la lluminosidá d'estos oxetos escai col tiempu, siendo la lluminosidá de Gliese 246 equivalente al 3,3% de la lluminosidá solar.
La Estrella de Van Maanen —la nana blanca solitaria más próxima al Sol— ye unes 200 vegaes menos lluminosa qu'ella.
Gliese 246 tien una masa de 0,69 mases solares, igual a la de la citada Estrella de Van Maanen, muncho más antigua qu'ella.
La velocidá de rotación proyeutada de Gliese 246 ye de 10 km/s.
Gliese 250
Gliese 250 (GJ 250 / HD 50281 / HIP 32984) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Monoceros —el unicorniu—, al nordés de M50, sur de δ Monocerotis y suroeste de Procyon (α Canis Minoris).
Gliese 250 ye una estrella binaria, que la so componente principal, Gliese 250 A (LHS 1875), ye una nana naranxa de magnitú aparente +6,57 y tipu espectral K3V.
La so masa equival al 80% de la masa solar y el so radiu, menor qu'el del Sol, ye aprosimao un 78% del mesmu.
La so lluminosidá tan solo supón el 14,6% de la lluminosidá solar.
La estrella secundaria, Gliese 250 B (LHS 1876), ye una nana colorada de tipu M2.5V con magnitú aparente +10,05.
Los sos parámetros de masa y diámetru son aprosimao la metá de los del Sol, siendo la so lluminosidá de 0,0058 soles, un 4% de la que tien la estrella principal. La separación ente les componentes A y B ye de 58 segundos d'arcu, qu'a la distancia envalorada de 28,4 años lluz de la Tierra, equival a pocu más de 500 UA.
Los sistemes más próximos a Gliese 250 son LHS 1951, a 7,6 años lluz, binaria compuesta por dos nanes coloraes, y Gliese 283, sistema binariu formáu por una nana blanca y una nana colorada, distante 8,1 años lluz.
Gliese 251
Gliese 251 (GJ 251) ye una estrella que s'atopa a 18,15 años lluz de distancia del Sistema Solar. Asitiada na constelación de Xéminis, ye la estrella más próxima nesta constelación.
Alcuéntrase cerca de la llende con Auriga a 49 minutos d'arcu de la brillosa θ Geminorum, anque por cuenta del so débil rellumu —magnitú aparente +9,89— nun puede ser reparada a simple vista.
La estrella conocida más cercana a Gliese 251 ye QY Aurigae, distante 3,50 años lluz.
Gliese 251 ye una nana colorada de tipu espectral M4.0V con una temperatura efectivo de 3250 K. De carauterístiques asemeyaes a les componentes del sistema Struve 2398, a diferencia d'éstes nun esiste constancia de que Gliese 251 sía una estrella acandilante.
Gliese 251 tien una masa ente 0,35 y 0,37 mases solares, y el so radiu equival al 45% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,4 km/s.
La so metalicidá ye inferior a la solar, siendo la so bayura relativa de fierro aprosimao'l 70% de la esistente nel Sol.
Observaciones en llonxitú d'onda infrarroxes refuguen la esistencia d'un discu de polvu al so alredor.
Gliese 275.1
Gliese 275.1 (GJ 9235 / HIP 36635) ye una estrella na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
Visualmente alcuéntrase 11 minutos d'arcu al nordés de HD 58425 anque, siendo'l so magnitú aparente +10,79, nun ye observable a simple vista.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (39,75 ± 2,28 milisegundos d'arcu), a 82 ± 5 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 275.1 ye una nana colorada de tipu espectral M1.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 7,6% de la lluminosidá solar.
Ye, sicasí, notablemente más lluminosa qu'otres nanes coloraes cercanes al Sol como Proxima Centauri o Ross 154; en concretu ye 18 vegaes más lluminosa qu'esta postrera.
Tien una temperatura efectivo de 3512 ± 50 K.
Con un radiu equivalente al 87% del radiu solar —asemeyada al de Gliese 803 o Gliese 767 A—, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,7 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 17,3 díes.
Presenta un conteníu metálico casi un 50% más eleváu qu'el del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,17.
Gliese 283
Gliese 283 (GJ 283) ye un sistema binariu formáu por una nana blanca y una nana colorada.
Ta encuadráu na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis, y alcuéntrase a 30,3 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, GJ 283 A o WD 0738-172, ye una nana blanca de tipu espectral DAZ6.6 y magnitú aparente +12,9.
El heliu l'elementu predominante na so atmósfera.
Cuidao que les nanes blanques son remanentes estelares que nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando.
GJ 283 A tien una temperatura efectivo de 7590 ± 200 K y una edá —como remanente estelar— de 1500 millones d'años.
Piénsase que la estrella proxenitora tenía una masa inicial de 1,93 mases solares y que permaneció na secuencia principal mientres 900 millones d'años, polo que la edá total de GJ 283 A ye de 2400 millones d'años.
La so lluminosidá equival al 0,046% de la lluminosidá solar y tien una masa de 0,62 ± 0,03 mases solares, valor habitual ente les nanes blanques.
La nana colorada del sistema, denominada GJ 283 B (LHS 234), tien magnitú aparente +16,4.
De tipu espectral M6.5V, la so temperatura superficial ye de namái 2530 ± 47 K.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equival al 0,09% de la del Sol.
La separación ente GJ 283 A y B ye de 21 segundos d'arcu, qu'equival a una distancia ente dambos oxetos igual o superior a 195 UA.
Gliese 293
Gliese 293 (GJ 293 / LHS 34 / WD 0752-676) ye una nana blanca de magnitú aparente +14,09 asitiada na constelación de Volans.
Al nun ser reparada pol satélite Hipparcos, nun se conoz con exactitú la distancia a la que s'atopa.
La midida más aceptada de la so paralax —127 milisegundos d'arcu—, asitia a Gliese 293 a 25,7 años lluz del Sistema Solar, pero otra midida distinta da como resultáu una distancia inferior de 23,10 años lluz.
Adoptando esta última distancia, la estrella más próxima a Gliese 293 sería LHS 288, aprosimao a 10 años lluz.
Gliese 293 ye una nana blanca de tipu espectral DC8.8.
La so temperatura efectivo ye de 5700 ± 90 K y considérase que la so edá —como remanente estelar— ye de 2650 ± 100 millones d'años.
Ye un oxetu tenue que relluma col 0,016% de la lluminosidá solar; a manera de comparanza, la so lluminosidá ye namái un 16% inferior a la de la Estrella de Van Maanen pero Siriu B ye 167 vegaes más lluminosa que Gliese 293.
Tien una masa averada de 0,59 mases solares, un valor bien común dientro de les nanes blanques.
Gliese 3021
Gliese 3021 o GJ 3021 ye una estrella de magnitú aparente 6 que s'atopa na constelación Hydrus. Ye relativamente paecida al Sol, y nun ta bien llueñe d'ésti. Tien un exoplaneta orbitándola.
cuidao que ye una estrella cercana asemeyada a un sol, la década pasada GJ 3021 foi estudiáu con cuidu per primer vegada, sobremanera dempués de qu'el so compañeru subestelar foi descubiertu. Anguaño créese que tien 600 millones d'años, anque la edá envalorada tien un rangu que va dende 150 millones a 8.8 mil millones d'años dependiendo del métodu usáu pa la determinación. La estrella ta más arriquecida en fierro, y xira alredor de la so exa más rápido que'l Sol, y ye cromosféricamente activa.
Gliese 3021 b ye un planeta xovianu, o una pequeña nana marrón orbitando aprosimao a 0.5 UA de la so estrella. Cuando recién descubiertu, foi anunciáu teniendo una masa non menor a 3.45 vegaes la de Xúpiter, una llende inferior que darréu foi enmendado a 3.32. Un estudiu posterior del asuntu suxurió que la inhabilidad habitual de determinar la enclín orbital d'un planeta estrasolar pol so velocidá radial, fixo qu'esta masa fora con severamente subestimada. la órbita astronométrica da una enclín orbital de 11.8 ° y una masa de 16 mases de Xúpiter, que fadríen del oxetu una nana marrón.
(HD 1237, HIP 1292)]
Gliese 317
Gliese 317 (GJ 317 / LHS 2037) ye una estrella de magnitú aparente +12 asitiada a 29,9 años lluz na constelación de Pyxis, la brúxula. A fecha de 2007 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar y un posible segundu planeta, ésti ensin confirmar, orbitando alredor d'esta estrella.
Gliese 317 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V, con una masa de 0,24 mases solares y una lluminosidá equivalente al 1% de la solar. Pal so color B-V, Gliese 317 ye sosprendentemente tenue, atopándose aprosimao 1,8 magnitúes per debaxo de la secuencia principal. El so allugamientu nel diagrama de Hertzsprung-Russell suxure que pue ser una estrella subenana bien probe en metales. Sicasí, diversos estudios suxuren que GJ 317 tien una metalicidá similar a la solar ([Fe/H] = −0,23 ± 0,2) un valor muncho más alto que l'esperáu pola so posición nel diagrama H-R. Posibles erros na paralax o na midida de la magnitú pueden ser los responsables de la discrepancia.
Gliese 317 b ye un planeta xovianu que xira en redol a la estrella a una distancia media de 0,95 UA —llixeramente inferior a la separación entra la Tierra y el Sol— nuna órbita moderadamente escéntrica, que fai qu'esta distancia varie ente 0,77 y 1,13 UA. Con una masa mínimo 1,2 vegaes la masa de Xúpiter, el so periodu orbital ye de 1,9 años.
La posible presencia d'un segundu planeta, Gliese 317 c, camudaría los parámetros orbitales del primer planeta. Si confírmase la so esistencia, Gliese 317 c tendría una masa de 0,83 vegaes la masa de Xúpiter con un periodu orbital de 7,4 años.
Gliese 318
Gliese 318 (GJ 318 / LHS 253 / WD 0839-327 / EGGR 62) ye una nana blanca de magnitú aparente +12,00. Ta asitiada na constelación de la Brúxula a aprosimao 30 segundos d'arcu de α Pyxidis. D'alcuerdu al so paralax, Gliese 318 alcuéntrase a 28,9 años lluz del Sistema Solar, anque les observaciones espectroscópicas asitiar más cerca, a unos 23 años lluz.
Piénsase que Gliese 318 ye una nana blanca binaria; anque les variaciones na velocidá radial nun son significatives, sí lo son les variaciones de los perfiles de llinia. Asumiendo que la temperatura efectivo determinada, 9340 K, correspuende a la componente primaria más brillosa, la magnitú absoluta d'esta sería +12,58. La componente secundaria —considerando que la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 28,9 años lluz— tendría magnitú absoluta +13,4, lo que correspuende a una temperatura efectivo en redol a 7500 K.
Gliese 320
Gliese 320 (GJ 320 / HD 74576 / HIP 42808) ye una estrella na constelación de Vela (la vela del Argo Navis), asitiada nel rincón nordés de la mesma cerca de la llende con Brúxula. De magnitú aparente +6,56, el so débil rellumu fai que nun sía observable a simple vista. Alcuéntrase a 36,3 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gliese 320 ye una nana naranxa de tipu espectral K2.5V o K1V. Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu en heliu, pero ye más fría y tenue qu'ésti. La so temperatura superficial ye de 5000 ± 55 K y la so lluminosidá equival al 35% de la lluminosidá solar. La midida del so semidiámetru angular (0,314 milisegundos d'arcu) dexó llograr un valor precisu del so radiu, siendo ésti un 75,3% del radiu solar. Tien una masa averada de 2/3 de la masa solar.
La metalicidá de Gliese 320 ye prácticamente igual a la del Sol, siendo los niveles de fierro, magnesiu, siliciu y titaniu bien asemeyaos a les solares. La rellación ente los conteníos de oxíxenu y hidróxenu ye un 56% de la reparada nel Sol.
La estrella conocida más cercana a Gliese 320 ye HR 3384, de carauterístiques asemeyaes, distante 6,1 años lluz.
Gliese 33
Gliese 33 (GJ 33 / HD 4628 / HR 222 / LHS 121) ye una estrella de la constelación de Piscis de magnitú aparente +5,75. Ta asitiada na parte central de la constelación, al este de ω PIscium, al oeste de δ Piscium y al sureste d'Algenib (γ Pegasi). Alcuéntrase a 24,3 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Gliese 33 ye una nana naranxa de tipu espectral K2V y 4929 K de temperatura efectivo.
Menos lluminosa qu'el Sol —la so lluminosidá equival a un 29% de la lluminosidá solar—, ye una estrella de la secuencia principal asemeyada a ε Eridani o Gliese 783.
El so diámetru corresponder a 3/4 partes del diámetru solar y la so velocidá de rotación ye de siquier 2,0 km/s.
La so metalicidá ye inferior a la del Sol ([M/H] = -0,19), siendo les sos bayures relatives de fierro, sodiu, siliciu y titaniu más baxes que nel Sol.
La so masa envalórase en 0,76 mases solares y piénsase que ye una estrella antigua con una edá ente 10.270 y 11.400 millones d'años.
D'alcuerdu al Astronomiches Rechen-Institut de Heidelberg (ARICNS), nel pasáu pensóse que Gliese 33 podía tener por compañera una estrella acandilante, dixebrada unes 20 UA. Posteriores estudios per aciu interferometría de moteáu y analís de velocidá radial nun pudieron resolver la posible acompañante.
Les estrelles más cercanes a Gliese 33 son L 1157-47 a 6 años lluz, BR Piscium a 7,5 años lluz, y 107 Piscium y GJ 1286, dambes a 8,4 años lluz.
Gliese 330
Gliese 330 (GJ 330 / HIP 43948) ye una estrella na constelación de Cáncer.
Visualmente alcontrar ente la brillosa Acubens (α Cancri) y 60 Cancri, a 24 minutos d'arcu de la primera y a 17 minutos d'arcu de la segunda.
De magnitú aparente +10,58, ye demasiáu tenue pa ser observable a simple vista.
Ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (58,79 ± 2,72 milisegundos d'arcu), a 55,5 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 330 ye una nana colorada de tipu espectral M1V.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz infrabermeyo— equivalente al 4,8% de la lluminosidá solar.
Tien una temperatura efectivo de 3493 ± 50 K y un radiu igual a 2/3 partes del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,05 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 10,8 díes.
Presenta un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,02.
Gliese 330 paez tener una distante compañera que'l so rellumu ye 1,4 magnitúes inferior.
De tipu espectral M4, la separación visual ente dambes estrelles ye de 524 segundos d'arcu, lo qu'implica que la distancia real ente elles ye de, siquier, 8900 UA.
Gliese 349
Gliese 349 (GJ 349 / HD 82106 / HIP 46580) ye una estrella de magnitú aparente +7,22. Ta encuadrada na constelación d'Hidra cerca de la llende con Lleo, a pocu más de 2º de 10 Leonis.
Tópase asitiada a 41,4 años lluz del Sistema Solar.
La nana colorada Gliese 361 alcuéntrase a 7 años lluz d'ella.
Gliese 349 ye una nana naranxa de tipu espectral K3V, una estrella de la secuencia principal que llogra la so enerxía a partir de la fusión del hidróxenu.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4419 K— relluma con una lluminosidá nel espectru visible equivalente al 18% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de ε Indi, pero casi cuatro veces más alloñada qu'ésta, tien el 79% de la masa solar y el so diámetru correspuende al 73% del que tien el Sol.
Gliese 349 xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,1 km/s, siendo'l so periodu de rotación de 13,30 díes.
El so índiz de metalicidá ([Fe/H] = -0,15), revela un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar.
Gliese 370
Gliese 370 (GJ 370 / HD 85512) ye una estrella de magnitú aparente +7,92 na constelación de Vela.
Asitiada a 36,4 años lluz de distancia del Sistema Solar, la estrelles conocíes más cercanes a Gliese 370 son Gliese 358 y Gliese 367, respectivamente a 5,7 y 6,6 años lluz.
En 2011 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Gliese 370 ye una nana naranxa de tipu espectral K6V o K5V. Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu, pero ye más tenue y fría qu'ésti, con una temperatura de 4715 ± 102 K.
Tien una octava parte de la lluminosidá solar y un radiu equivalente al 68% del radiu solar, siendo la so masa de 0,63 mases solares. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la componente principal de 61 Cygni o a les de Gliese 453.
Gliese 370 escarez d'actividá cromosférica y puede ser una estrella de namái 300 millones d'años d'edá; otru estudiu, sicasí, otorgar una edá enforma mayor de 5610 ± 610 millones d'años.
La so metalicidá, espresada como la bayura relativa de fierro, equival a un 66% de la del Sol.
En 2011, per aciu l'usu del «Buscador de Planetes per Velocidá Radial d'Alta Precisión» (HARPS), afayóse un planeta n'órbita alredor de Gliese 370.
Denomináu HD 85512 b, tien una masa 3,6 vegaes mayor que la de la Tierra y un periodu orbital de 58,43 díes.
La so distancia media al respective de la estrella ye de 0,26 UA, polo que s'atopa xusto nel interior de la zona de habitabilidad.
Pola so baxa masa y pola radiación que recibe —llixeramente inferior a la de Venus—, HD 85512 b puede ser aptu p'allugar vida. Si hai nubes qu'amonten la so albedo, la so superficie podría ser lo suficientemente fría por qu'esistiera agua líquido.
Gliese 382
Gliese 382 (GJ 382 / HIP 49986 / G 162-25) ye una estrella de magnitú aparente +9,26.
Encuadrada na constelación de Sextans, el sestante, visualmente alcuéntrase 3,5 graos al sur de α Sextantis.
Alcuéntrase a 25,7 años lluz del Sistema Solar y les estrelles conocíes más cercanes a ella son Gliese 381 y Gliese 393, asitiaes respectivamente a 2,4 y 3,3 años lluz de distancia.
Gliese 382 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V.
Tien una temperatura efectivo de 3446 K y una masa equivalente al 56% de la masa del Sol.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante fracción de radiación emitida como lluz infrabermeyo— ye igual al 6,8% de la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular —0,685 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti daqué más grande que la metá del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,3 km/s.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar ([Fe/H] = +0,07).
Gliese 390
Gliese 390 (GJ 390 / HIP 51007) ye una estrella na constelación de Sextans.
Visualmente alcontrar a pocu menos de 3º al sureste de ε Sextantis anque, siendo'l so magnitú aparente +10,14, nun ye observable a simple vista.
Ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (81,00 ± 1,91 milisegundos d'arcu), a 40,3 ± 0,9 años lluz del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a ella son Gliese 386 y GJ 1140, a 4,5 y 5,8 años lluz respectivamente.
Gliese 390 ye una nana colorada de tipu espectral M1.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 4,2% de la lluminosidá solar; ye, sicasí, muncho más lluminosa qu'otres nanes coloraes más próximes como Proxima Centauri o Wolf 359.
Tien una temperatura efectivo de 3484 ± 50 K.
Con un radiu equivalente al 61% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 12,6 díes.
Presenta un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,03.
Gliese 390 ye miembru del del «supercúmulu de les Híades», ampliu grupu d'estrelles que comparte coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu. Luyten 726-8, DT Virginis y Gliese 849 son nanes coloraes que tamién formen parte d'esti grupu.
Gliese 393
Gliese 393 (GJ 393 / HIP 51317 / Ross 446) ye una estrella de magnitú aparente +9,63. Alcuéntrase na constelación de Sextans (el sestante) a pocu menos d'un grau al norte del ecuador celeste.
Falta 23,6 años lluz del Sistema Solar y les estrelles más cercanes a ella son Gliese 382 y EE Leonis, asitiaes respectivamente a 3,26 y 3,43 años lluz de distancia.
Gliese 393 ye una nana colorada de tipu espectral M2.5V.
Tien una temperatura efectivo de 3403 K y una masa equivalente al 47% de la masa del Sol, rellumando con una lluminosidá bolométrica igual al 5,0% de la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular —0,607 milisegundos d'arcu— dexa calcular el so diámetru real, daqué inferior a la metá del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación inferior a 1,1 km/s.
Esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar ([Fe/H] = -0,12).
Gliese 393 ye una estrella nueva con una edá averada de 70 millones d'años y ye miembru de la Asociación estelar de AB Doradus. 
Gliese 408
Gliese 408 (GJ 408 / LHS 6193 / HIP 53767 / Ross 104) ye una estrella cercana na constelación de Lleo. Asitiada a 21,6 años lluz del Sistema Solar, ye la 101ª estrella más próxima al Sol. De magnitú aparente +10,03, nun ye observable a simple vista. 
Gliese 408 ye una nana colorada de tipu espectral M3.0V.
Muncho más tenue que'l Sol, tien una lluminosidá equivalente al 0,37% de la lluminosidá solar, pero aun así ye muncho más lluminosa qu'otres nanes coloraes más conocíes como Proxima Centauri o Wolf 359. Con una temperatura averada de 3440 K, ye una estrella asemeyada a Gliese 674 o Gliese 588.
La so masa equival al 41% de la masa solar, siendo'l so radiu averáu equivalente al 44% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 2,5 km/s.
Esibe un conteníu metálico inferior al del Sol nun 27%, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,14.
Nun s'atopó evidencia de qu'esista un discu de polvu frío alredor de Gliese 408. 
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 408 son EE Leonis y AD Leonis, a 6,26 y 6,54 años lluz respectivamente, dambes nanes coloraes asitiaes tamién nesta mesma constelación.
Gliese 412
Gliese 412 (GJ 412 / BD+44 2051) ye una estrella binaria na constelación del sietestrellu distante 15,8 años lluz del Sistema Solar. Visualmente alcontrar a daqué más de 1º de ψ Ursae Majoris, non llueñe de la llende con Leo Minor.
La componente principal del sistema, Gliese 412 A (GJ 412 A / HIP 54211 / LHS 38), ye una nana colorada de tipu espectral M1.0V y magnitú aparente +8,68.
La so temperatura efectivo ta nel rangu de 3687 - 3730 K (la cifra varia según autores).
Cola metá de masa qu'el Sol, tien un 2% de la lluminosidá solar, qu'inclúi una importante fracción de la so radiación emitida como lluz infrabermeyo.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,43).
La componente secundaria, Gliese 412 B (GJ 412 B / LHS 39) tamién ye una nana colorada, anque con magnitú aparente +14,45 ye significativamente más tenue que la so compañera. De tipu espectral M5.5V y con una temperatura de 2790 K, ye una estrella bien paecida a Proxima Centauri, y al igual qu'ella, ye una estrella acandilante, siendo conocida tamién pola so designador variable WX Ursae Majoris.
La so lluminosidá bolométrica apenes supón el 0,1% de la que tien el Sol y la so masa ye de 0,11 mases solares.
La separación visual ente los dos componentes del sistema ye de 30 segundos d'arcu, implicando una distancia real ente dambes d'aprosimao 140 UA.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 412 son Groombridge 1618, asitiada a pocu más de 3 años lluz, AD Leonis, a 7,02 años lluz, y Lalande 21185, a 7,6 años lluz.
Gliese 433
Gliese 433 (GJ 433 / HIP 56528) ye una estrella na constelación d'Hidra que s'alcuentra a 51 minutos d'arcu de ξ Hydrae.
De magnitú aparente +9,79, nun ye observable a simple vista.
Conozse la esistencia de dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
Gliese 433 ta asitiada a 29,3 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una nana colorada, siendo la so tipu espectral M1.5V.
Tien una temperatura efectivo de 3472 K —anque otra fonte ufierta una cifra mayor de 3600 K— y una masa de 0,48 mases solares.
La midida del so diámetru angular —0,515 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, aprosimao la metá del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,0 km/s, lo que supón que el so periodu de rotación ye de siquier 26,8 díes.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye inferior a la del Sol, equivalente al 62% de la mesma ([Fe/H] = -0,21).
La estrella conocida más cercana a Gliese 433 ye la binaria HD 100623, a menos de dos años lluz; HR 4523 —que tamién alluga un sistema planetariu— alcuéntrase a 4,4 años lluz d'ella.
En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a Gliese 433, denomináu Gliese 433 b.
Con una masa siquier 6 vegaes mayor que la masa terrestre, ye un planeta de tipu «supertierra».
El so periodu orbital ye d'aprosimao 7 díes.
En febreru de 2012 afayóse otru planeta nel sistema, denomináu Gliese 433 c. Con una masa de siquier la metá de la de Saturnu y nuna alloñada órbita con un periodu de 10,1 años terrestres, probablemente sía un frio xigante gaseosu.
Gliese 435
Gliese 435 (GJ 435 / HD 101581 / HIP 56998) ye una estrella de magnitú aparente +7,75 na constelación de Centauru, distante 40,8 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 435 ye una nana naranxa de tipu espectral K4.5V.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4740 ~ K— relluma con una lluminosidá equivalente al 14% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de ε Indi —pero cuatro vegaes más alloñada qu'ésta—, tien el 67% de la masa solar y el so diámetru correspuende al 65% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,0 km/s.
Anque nun esiste unanimidá tocantes a la so metalicidá, lo que si ta claro que ye bien inferior a la solar. Una fonte señala un índiz de metalicidá de [Fe/H] = -0,52, ente qu'otra amenorga esti parámetru a [Fe/H] = -0,93; esta última cifra supondría una bayura relativa de metales en redol al 12% de l'atopada nel Sol.
Gliese 436
Ta asitiada na constelación de Lleo al nordés de Duhr (δ Leonis) y Chertan (θ Leonis), norte de Denébola (β Leonis), sureste de Alula Borealis (ν Ursae Majoris), y norte de Cor Caroli (α Canum Venaticorum) y Asterion (β Canum Venaticorum).
Dende 2004 conozse la esistencia d'una exoplaneta en redol a Gliese 436 (Gliese 436 b), magar perturbaciones na órbita d'esti planeta suxuren un posible compañeru adicional paecíu a la Tierra, más tarde informóse que se trata de Gliese 436 c . Un tercer planeta — non confirmáu— podría completar el sistema.
De tipu espectral M2.5 V, Gliese 436 puede tener una masa correspondiente al 44% de la masa solar.
Modelos matemáticos axudiquen a Gliese 436 un radiu averáu del 42% del radiu solar y una temperatura superficial averada de 3410 K.
Relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz infrabermeyo— equivalente al 2,5% de la lluminosidá solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye menor de 3 km/s y el so cromosfera tien un baxu nivel d'actividá magnética.
Con una edá envalorada de más de 11.000 millones d'años, Gliese 436 paez ser una estrella muncho más antigua que'l Sol y ye considerada miembru de la población del discu antiguu, con velocidaes nel sistema de coordenaes galáctiques de "O"=+44, "V"=−20 y "W"=+20 km/s.
Tien una metalicidá —conteníu de metales más pesaos qu'el He— de namá'l 48% de la del Sol.
El planeta confirmáu que orbita alredor de Gliese 436, denomináu Gliese 436 b, tien un periodu orbital de 2,64 díes terrestres.
Muévese a 0,029 UA de la estrella, magar la órbita paez ser moderadamente escéntrica (y = 0,15).
La so masa ye unes 22 vegaes la de la Tierra —0,074 vegaes la masa de Xúpiter— con un diámetru correspondiente al 37% del d'esti planeta.
Polo xeneral, les midíes d'espectroscopia de efectu Doppler nun apurren midíes de la masa de los oxetos n'órbita, ufiertando tan solo el valor de "M cos(i)", onde "M" ye la masa del planeta, y "i" ye l'ángulu ente la llinia d'observación y el planu orbital del planeta. Poro, el métodu namái apurre una llende inferior pa la masa del oxetu, yá que nun apurre valores pal ángulu "i". Sicasí, pal sistema Gliese 436, el métodu de tránsitu astronómicu indica que'l planu d'observación y el de la órbita del planeta tán casi alliniaos, polo que la masa midida ten de ser la correcta.
En 2008, científicos españoles anunciaron el descubrimientu d'un segundu planeta —Gliese 436 c—, pol analís de la so influencia na órbita de Gliese 436 b.
Con una masa 5 vegaes mayor que la masa terrestre, el so radiu sería un 50% más grande qu'el del nuesu planeta.
L'analís de les velocidaes radiales revela una señal significativa correspondiente a un periodu orbital bien cercanu a la resonancia orbital 2:1 col planeta primeramente descubiertu.
Sicasí, ulteriores estudios paecen refugar que les perturbaciones reparaes na órbita de Gliese 436 b sían achacables a la presencia d'un segundu planeta, polo que la esistencia de Gliese 436 c queda entá por confirmar.
Per otra parte, en xunetu de 2012 anuncióse'l descubrimientu d'un posible tercer planeta —denomináu UCF-1.01— que'l so tamañu sería dos tercios del de la Tierra.
Gliese 438
Gliese 438 o GJ 438 (LHS 2447 / CD-51 5974) ye una estrella relativamente cercana a la Tierra, a 27,4 años lluz de distancia. Ta asitiada na constelación de Centauru, al oeste de δ Centauri y ρ Centauri, y al noroeste de la nebulosa NGC 3918 y Gacrux (γ Crucis). De magnitú aparente +10,36 nun ye visible a simple vista.
Polo xeneral, Gliese 438 ta clasificada como una nana colorada de tipu espectral M0V, anque tamién foi clasificada como una nana naranxa de tipu K0. Inclusive s'especuló que Gliese 438 pueda ser una estrella subenana tenue —non bien distinta a Groombridge 1830 o a Estrella de Kapteyn— y non una estrella de clase de lluminosidá V.
Sía que non más pequeña y tenue qu'el Sol, la so masa pue ser 0,40 vegaes la masa solar y el so radiu 0,39 vegaes el radiu solar. La so lluminosidá ye namá'l 0,41% de la del Sol.
Les estrelles que tien más cerca son Gliese 479, LHS 340 y el sistema estelar HR 4523 AB, toes elles en redol a 6 años lluz de distancia.
Gliese 440
Gliese 440 o GJ 440 (LHS 43 / WD 1142-645 / EGGR 82) ye una nana blanca a 15,1 años lluz de distancia del Sistema Solar asitiada na constelación de Musca. Ye la cuarta nana blanca más próxima a la Tierra dempués de Siriu B, Procyon B y la Estrella de Van Maanen y, al igual qu'esta postrera, nun tien nenguna compañera estelar.
Les nanes blanques como Gliese 440 nun xeneren enerxía por fusión nuclear, como'l restu de les estrelles, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante.
Gliese 440 tien tipu espectral DQ, un tipu infrecuente en que'l so espectru hai evidencia de carbonu atómicu o molecular.
Anque la masa actual de Gliese 440 ye namái un 62% de la masa solar, piénsase que la so masa cuando taba na secuencia principal yera 4,4 vegaes mayor que la del Sol, siendo probablemente entós una estrella blancu-azulada de tipu B4-B9.
La estrella desaposiar de la mayor parte de la so masa dempués de la so etapa na caña asintótica xigante del diagrama de Hertzsprung-Russell, xustu enantes de convertise nuna nana blanca.
Anguaño tien una temperatura efectivo de 7920 K y envalórase que la so edá —como nana blanca— ye d'unos 1440 millones d'años.
Gliese 440 pue ser un miembru de la asociación estelar de Wolf 219, grupu d'estrelles que comparten un movimientu similar al traviés del espaciu y que pueden tener un orixe común.
LHS 288, distante 2,15 años lluz, ye la estrella conocida más cercana a Gliese 440.
Gliese 445
Gliese 445 (GJ 445 / LHS 2459 / HIP 57544) ye una estrella cercana asitiada a 17,6 años lluz del Sistema Solar na constelación de Camelopardalis.
La estrella conocida más cercana a Gliese 445 ye Gliese 687, asitiada a pocu más de 7 años lluz de distancia.
Gliese 445 ye una nana colorada de magnitú aparente +10,78 non observable a simple vista. De tipu espectral M3.5V, la so lluminosidá ye namá'l 0,12% de la del Sol. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Ross 154 o a les de les componentes del sistema estelar Struve 2398, pero a diferencia d'éstes nun hai constancia de que sía una estrella acandilante.
Gliese 445 tien una temperatura efectivo de 3240 K. La so masa ye d'apenes 0,24 vegaes la masa solar y el so radiu ye daqué menor d'un terciu del radiu solar. Tien una metalicidá, espresada como la bayura relativa de fierro, equivalente al 55% de la del Sol.
La sonda Voyager 1 salea pel espaciu dirixiéndose escontra Gliese 445 y, dientro de 40.000 años, va pasar a 1,6 años lluz d'ella.
Ente que la Voyager 1 avérase amodo a Gliese 445, ésta tase averando rápido al Sol. Nel momentu que la sonda pase a Gliese 445, la estrella va tar a 1,06 parsecs (3,45 años lluz) del Sol, pero va tener la metá del rellumu necesariu por que pueda ser reparada a simple vista.
Los datos astrométricos del satélite Hipparcos indiquen que 3000 años dempués de dichu alcuentru, Gliese 445 va alcuéntrase a namái 3,28 años lluz del Sistema Solar —el so máximu acercamientu—, enantes de volver alloñar de nuevu.
Gliese 450
Gliese 450 (GJ 450 / HIP 57802 / G 148-13) ye una estrella na constelación del sietestrellu asitiada a 26 minutos d'arcu de HD 102713.
Tien magnitú aparente +9,72, polo que nun ye observable a simple vista.
Alcuéntrase a 27,9 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 450 ye una nana colorada de tipu espectral M1Ve.
Diversos estudios ufierten cifres desemeyaes pa la so temperatura superficial, ente 3451 y 3748 K.
Tien una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equivalente al 3% de la que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 3,3 km/s.
Tien una masa de 0,491 ± 0,004 mases solares y piénsase que ye una estrella nueva de 1000 millones d'años d'edá.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 450 son Groombridge 1830 y 61 Ursae Majoris, a 2,3 y 3,5 años lluz respectivamente.
Gliese 453
Gliese 453 (GJ 453 / HD 103932 / HIP 58345 / LHS 319) ye una estrella asitiada na parte central de la constelación d'Hidra, a unos dos graos y mediu de la llende coles constelaciones de Cuervu y Crater. Con magnitú aparente +6,97, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 33,2 años lluz del Sistema Solar; Gliese 432, a 4,6 años lluz de distancia, ye'l sistema estelar más cercanu a Gliese 453.
De tipu espectral K5V, Gliese 453 ye una nana naranxa con una temperatura superficial de 4510 K. Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu, pero'l so lluminosidá ye bien inferior al de la nuesa estrella.
De carauterístiques asemeyaes a ε Indi o Gliese 673, relluma con una lluminosidá equivalente al 15% de la lluminosidá solar.
Más pequeña que'l Sol, el so diámetru ye un 72% del diámetru solar y la so masa ye un 22% inferior.
La so metalicidá (bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu), ye un 45% mayor que la del Sol.
Gliese 453 pue ser una estrella binaria espectroscópica, figurando como tal na base de datos ARICNS.
Gliese 48
Gliese 48 (GJ 48 / HIP 4856 / LHS 131 / Ross 318) ye una estrella na constelación de Cassiopeia.
Visualmente alcontrar ente 31 Cassiopeiae y 23 Cassiopeiae, casi equidistante ente dambes.
De magnitú aparente +9,96, nun ye observable a simple vista.
Gliese 48 ye una nana colorada de tipu espectral M3.0V.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá equivalente al 2,9% de la lluminosidá solar, pero aun así ye muncho más lluminosa qu'otres conocíes nanes coloraes como Proxima Centauri o Wolf 359.
Con una temperatura efectivo de 3300 K, ye una estrella asemeyada a Gliese 832 o Gliese 588.
La so masa correspuende al 48% de la masa solar y tien un radiu equivalente al 51% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 2,4 km/s.
Esibe un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,04.
Puede ser una estrella acandilante.
Gliese 48 ta asitiada a 28,2 años lluz del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 48 son Gliese 49 y Gliese 51, a 4,71 y 4,96 años lluz respectivamente, ente que la brillosa μ Cassiopeiae falta 6,4 años lluz d'ella.
Gliese 49
Gliese 49 (GJ 49 / HIP 4872) ye una estrella na constelación de Cassiopeia.
Visualmente alcuéntrase 106 minutos d'arcu al norte de la brillosa γ Cassiopeiae.
De magnitú aparente +9,56, nun ye observable a simple vista.
Ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (100,40 ± 1,52 milisegundos d'arcu), a 32,5 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 49 ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 5,0% de la lluminosidá solar; ye, sicasí, muncho más lluminosa qu'otres nanes coloraes más próximes como Proxima Centauri o Wolf 359.
Tien una temperatura efectivo de 3454 ± 50 K.
La so masa equival al 57% de la masa solar y tien un radiu igual a 2/3 partes del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 13,4 díes.
Presenta un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,03.
Gliese 49 comparti movimientu propiu cola nana colorada acandilante V388 Cassiopeiae.
La separación visual ente dambes ye de 295 segundos d'arcu, lo qu'implica que la distancia real ente elles ye de más de 2900 UA.
La curtia edá y los niveles d'actividá cromosférica son consistentes col fechu de qu'esti sistema topar nel nucleu nuevu del fluxu de les Híades.
Gliese 505
Gliese 505 (GJ 505 / HD 115404 / HIP 64797) ye una estrella na constelación de Coma Berenices asitiada a menos de 2º de Diadem (α Comae Berenices). De magnitú aparente +6,52, topar na llende de visibilidá pa poder ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 37 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 505 ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes visualmente 7,2 segundos d'arcu, lo qu'implica una separación real ente elles de siquier 81 UA, unos dos vegaes la distancia media ente Plutón y el Sol.
La estrella principal, Gliese 505 A (LHS 2713), ye una nana naranxa de tipu espectral K1V o K2V, asemeyáu a ε Eridani y 70 Ophiuchi A. Al igual qu'el Sol, ye una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu, magar ye más fría y menos lluminosa que la nuesa estrella.
Tien una temperatura efectivo de 4731 K y la so lluminosidá equival a un 39% de la lluminosidá solar.
La estrella acompañante, Gliese 505 B (LHS 2714), ye una nana colorada de magnitú +9,36 y tipu M1V, con carauterístiques físiques similares a les de Lacaille 9352.
El sistema presenta un emprobecimientu de metales en rellación al Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,20.
La so cinemática indica que, como'l Sol, ye una estrella del discu finu de la galaxa.
Tien una edá en redol a los 780 - 950 millones d'años, esta última cifra calculada por xirocronoloxía a partir del periodu de rotación midíu de 18,47 díes.
Los sistemes estelares conocíos más cercanos a Gliese 505 son Ross 458, a daqué menos de 4 años lluz, y Mufrid (η Bootis), a 5,9 años lluz de distancia.
Gliese 507.1
Gliese 507.1 (GJ 507.1 / GJ 9440) ye una estrella na constelación de Canes Venatici.
Visualmente alcuéntrase 47 minutos d'arcu al sur de HD 115723.
De magnitú aparente +10,66, nun ye observable a simple vista.
Gliese 507.1 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V que la so temperatura efectivo ye de 3445 ± 50 K.
Ye una estrella de similares carauterístiques a les de Lalande 21185, Gliese 54 o Gliese 91.
La so lluminosidá nel espectru visible equival al 1,5% de la lluminosidá solar anque, al igual que'l restu de nanes coloraes, la mayor parte de la radiación qu'emite ye lluz infrabermeyo.
Tien un radiu igual al 70% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,3 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 15,40 díes.
Presenta un conteníu metálico daqué cimeru al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,07.
Gliese 507.1 tópase asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (58,86 ± 1,49 milisegundos d'arcu), a 55,4 años lluz del Sistema Solar.
Ye probable miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium.
Gliese 521
Gliese 521 (GJ 521 / HIP 66625) ye una estrella na constelación de Canes Venatici, los perros de caza.
Visualmente alcuéntrase 3º al sur de 24 Canum Venaticorum anque, de magnitú aparente +10,26, nun ye observable a simple vista.
Ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax d'Hipparcos (76,87 ± 1,61 milisegundos d'arcu), a 42,4 años lluz del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a ella son Gliese 532 y Gliese 537, distantes 4,1 y 7,2 años lluz respectivamente. La brillosa θ Bootis ta a 8,4 años lluz de distancia.
Gliese 521 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V.
Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 3,8% de la lluminosidá solar, anque ye muncho más lluminosa qu'otres nanes coloraes más próximes como Proxima Centauri o Wolf 359.
Tien una temperatura efectivo de 3493 ± 50 K.
La so masa equival al 51% de la masa solar y tien un radiu igual al 62% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 0,9 y 2,0 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación pue ser d'hasta 38 díes.
Presenta un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,02.
Gliese 526
Gliese 526 (GJ 526 / HD 119850) ye una estrella nes cercaníes del Sistema Solar que s'atopa a 17,6 años lluz de distancia. Asitiada na constelación de Boötes, ye la estrella más próxima nesta constelación.
Les estrelles más cercanes a Gliese 526 son GJ 2097, Wolf 424 y ξ Bootis, a 4,9, 6,4 y 6,9 años lluz respectivamente. De magnitú aparente +8,46, el so débil rellumu fai que nun sía observable a simple vista.
Gliese 526 ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V con una temperatura efectivo de 3662 K.
Relluma con una lluminosidá bolométrica igual al 3% de la lluminosidá solar anque en banda K —nel infrarroxu cercanu— la so lluminosidá algama'l 11% de la del Sol.
Tien una masa de 0,50 mases solares y un radiu equivalente al 49% del radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 1,0 km/s, lo que trai un periodu de rotación de menos de 29,50 díes.
Presenta una metalicidá claramente inferior a la solar, con una bayura relativa de fierro aprosimao la metá que nel Sol ([Fe/H] = -0,31).
Ta catalogada como una posible estrella acandilante, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 6431.
Coles mesmes, la so órbita galáctica ye considerablemente más escéntrica que la del Sol (y = 0,40).
Gliese 54
Gliese 54 (GJ 54 / HIP 5496 / LHS 1208) ye una estrella nes cercaníes del Sistema Solar asitiada a 26,6 años lluz de distancia.
Alcuéntrase na constelación de Tucana cerca de la llende cola vecina Hydrus.
De magnitú aparente +9,80, atopar por debaxo del estragal de rellumu por que sía observable a simple vista.
Gliese 54 ye una nana colorada de tipu espectral M2 con una temperatura efectivo de 4250 K.
Na base de datos SIMBAD apaez catalogada como estrella variable, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 427.
Tien una acompañante cola que forma un sistema binariu que'l so periodu orbital ye de 427 ± 9 díes. La compañera, una nana colorada que'l so rellumu ye ≈ 1 magnitú inferior al de Gliese 54, foi resuelta col preséu NICMOS instaláu nel Telescopiu Espacial Hubble. El semiexe mayor proyeutáu de la órbita ye de 19,0 milisegundos d'arcu; pa una masa plausible total de 0,5 mases solares, la rellación ente les mases de les componentes "q" = M/M ye igual a 0,83.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 54 son ζ Tucanae, análoga solar a 3,1 años lluz, y β Hydri a 5,1 años lluz.
Gliese 542
Gliese 542 (HD 125072 / HIP 69972 / SAO 241627) ye una estrella na constelación del Centauru de magnitú aparente +6,66. Alcuéntrase a 38,6 años lluz del Sistema Solar.
Anque Gliese 542 figura catalogada como subxigante na base de datos SIMBAD, apaez como nana naranxa de tipu espectral K3 V na base de datos ARICNS. Con una temperatura efectivo de 5007 K, relluma con una lluminosidá que correspuende al 33% de la lluminosidá solar.
Tien un diámetru equivalente al 79% del diámetru solar —polo que si ye una subxigante paez tar pocu evolucionada—, ente que diversos estudios valoren la so masa ente 0,82 y 1,13 mases solares.
La so velocidá de rotación ye de 1,0 km/s, magar esta cifra ye namái una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Gliese 542 ye una estrella rica en metales, pero nun esiste consensu tocantes a el so índiz de metalicidá. Dos estudios cifren la so bayura relativa de fierro ente un 51% y un 78% superior a la del Sol, pero un tercer estudiu establez una metalicidá tres veces mayor que la solar.
Gliese 552
Gliese 552 (GJ 552 / HIP 70865) ye una estrella na constelación de Boötes que s'alcuentra 2º50' al oeste de π Bootis.
De magnitú aparente +10,68, nun ye observable a simple vista.
Gliese 552 alcuéntrase a 46 años lluz del Sistema Solar y, al igual que la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada más cercana, ye una nana colorada.
De tipu espectral M2.5V, tien una temperatura efectivo de 3407 ± 50 K.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 3,8% de la lluminosidá solar.
Tien un diámetru igual al 58% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,6 km/s, siendo el so periodu de rotación de 35,9 díes.
Tocantes a la so composición, presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— prácticamente igual a la del Sol ([Fe/H] = -0,01).
La so masa ye de 0,52 mases solares.
Gliese 552 mover a una velocidá de 113 km/s en rellación al Sistema Solar, valor inusitadamente eleváu.
Coles mesmes, la so órbita galáctica ye notablemente escéntrica (y = 0,64), lo que favorez que nel apoastru llegue a tar a más de 29 kilopársecs del centru galácticu, casi tres veces la distancia del máximu alloñamientu del Sol.
Gliese 570
Gliese 570 ye un sistema estelar triple asitiáu a 19,2 años lluz del Sistema Solar na constelación de Llibra. El sistema componer d'una nana naranxa —la estrella principal—, un sistema binariu de dos nanes coloraes y una nana marrón más alloñada. Alcuéntrase al suroeste de Zubenelgenubi (α Librae) y al noroeste de Brachium (σ Librae). Ye la estrella más cercana nós dientro de la constelación de Llibra. 
Gliese 570 A (HD 131977 / HR 5568 / LHS 387), la estrella primaria del sistema, ye una nana naranxa de tipu espectral K4V con una temperatura de 4622 K.
Tien una masa de 0,78 mases solares y el so radiu ye un 27% más pequeñu qu'el del Sol.
El so periodu de rotación ye inferior a 17 díes.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 21% de la lluminosidá solar y tien una metalicidá —basada na bayura relativa de fierro— similar a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Ye una variable BY Draconis que'l so rellumu fluctúa 0,04 magnitúes, recibiendo la denominación, tocantes a estrella variable, de KX Librae.
Gliese 570 Ab foi la denominación d'un hipotéticu planeta estrasolar n'órbita alredor de Gliese 570 A. El planeta foi conxeturáu por Martin Kürster en 1998, siendo darréu refutado en 2000.
Gliese 570 BC ye un sistema binariu formáu por dos nanes coloraes que completen una vuelta alredor del centru de mases común casa 308,88 díes. Gliese 570 B (HD 131976 / LHS 386) mover a una distancia media de 0,31 UA respectu al centru de mases BC, ente que Gliese 570 C mover a 0,48 UA del mesmu.
Gliese 570 B tien tipu espectral M1.5V y una temperatura efectivo de 3500 K, siendo la so lluminosidá igual al 6% de la lluminosidá solar.
El so radiu equival a 2/3 partes del radiu solar y tien una masa de 0,59 mases solares.
Gliese 570 C, más tenue, ye de tipu M3V y ye 3 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
La so temperatura efectivo ye de 3270 K y el so radiu equival al 43% del que tien el Sol.
El par ta dixebráu de Gliese 570 A unes 190 UA, completando una órbita cada 2130 años; sicasí, una relevante escentricidá orbital (ε = 0,20) fai que la separación ente A y el par BC varie ente 227 y 181 UA; el postreru periastru tuvo llugar en 1689.
Gliese 570 D, el oxetu más alloñáu del sistema, foi reparáu a más de 1500 UA del sistema triple, lo qu'implica qu'el so periodu orbital ye cimeru a 43.000 años.
Ye una nana marrón de metanu con una temperatura de namái 500 °C. La so masa envalórase en 50 ± 20 vegaes la masa de Xúpiter, tando catalogada como de tipu T7-8V.
La so edá envalórase ente 2000 y 5000 millones d'años.
Gliese 588
Gliese 588 o GJ 588 (LHS 397 / CD-40 9712 / HIP 76074) ye una estrella na constelación de Lupus, el llobu, alcontrada visualmente a 34 minutos d'arcu al oeste de la brillosa γ Lupi.
Asitiada a 19,36 años lluz de distancia, ye la estrella más próxima al Sol nesta constelación.
Gliese 588 ye una nana colorada de tipu espectral M3.0V y magnitú aparente +9,31.
Tien una masa igual al 46% de la masa solar y un radiu equivalente al 48% del que tien el Sol.
La so lluminosidá namái supón el 4% de la lluminosidá solar y la so temperatura efectivo ye de 3440 K.
Como posible estrella variable, recibe la denominación NSV 7119 nel New Catalogue of Suspected Variable Stars.
En concretu, la midida del so índiz d'actividá magnética per aciu el doblete de la llinia NaI de la so espectru, punxo de manifiestu que dicha actividá varia nuna escala de tiempu llarga; amás, esiste una correllación significativa ente l'actividá de la estrella y les variaciones de la so velocidá radial.
La estrelles conocíes más cercanes a Gliese 588 son GJ 3877, nana colorada a 5,4 años lluz, y Gliese 570, sistema estelar a 7,1 años lluz.
Gliese 615
Gliese 615 (GJ 615) ye una estrella de magnitú aparente +7,54. Ta encuadrada na constelación de Norma, la riegla, y alcuéntrase a 45,3 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 615 ye una nana naranxa de tipu espectral K3V.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4916 ± 46 K—, relluma con una lluminosidá bolométrica equivalente al 19% de la lluminosidá solar.
Tien el 60% de la masa solar y el so diámetru, evaluáu a partir de la midida del so diámetru angular (0,41 milisegundos d'arcu), correspuende al 61% del que tien el Sol.
Gliese 615 amuesa un índiz de metalicidá desaxeradamente baxu ([Fe/H] = -1,39), siendo la so bayura relativa de fierro igual al 4% de la solar.
Tolos elementos evaluaos son muncho más escasos que na nuesa estrella, siendo esti enclín especialmente acusáu nel casu del bariu ([Ba/H] = -1,52).
Ye una estrella más antigua que'l Sol, que la so edá, envalorada a partir de la so actividá cromosférica, puede superar los 7700 millones d'años.
Gliese 623
Gliese 623 (GJ 623 / LHS 417 / HIP 80346) ye una estrella asitiada na constelación d'Hércules.
Tien magnitú aparente +10,27 y nun ye visible a simple vista.
Alcuéntrase a 26,2 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 623 ye un sistema binariu compuestu por dos nanes coloraes.
La componente principal, Gliese 623 A, ye de tipu espectral M3V y tien una temperatura superficial de 3390 K.
La so lluminosidá equival al 0,02% de la que tien el Sol y tien una masa de 0,371 ± 0,015 mases solares.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 2,9 km/s.
Pela so parte, la estrella acompañante, Gliese 623 B, ye una nana colorada bien tenue, que la so lluminosidá ye 60.000 vegaes inferior a la solar.
El Telescopiu espacial Hubble dexó llograr una imaxe directa d'esta estrella, considerada una de les más pequeñes de nuesa galaxa.
El periodu orbital del sistema ye de 1365,6 díes y la separación media ente les dos estrelles ye de 1,89 UA.
Créese que la metalicidá del sistema ye baxa; coles mesmes, la so velocidá al traviés del espaciu concuerda cola d'una vieya estrella de discu, lo cual lleva implícitu una metalicidá inferior a la solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a esti sistema son GJ 3991 y Gliese 625, a 4,7 y 5,4 años lluz respectivamente.
Gliese 625
Gliese 625 (GJ 625 / HIP 80459 / G 202-48) ye una estrella na constelación de Draco visualmente asitiada 2,5º al noroeste de 16 y 17 Draconis.
Tien magnitú aparente +10,17, polo que nun ye observable a simple vista.
Alcuéntrase a 21,5 años lluz del Sistema Solar; dientro de 220.000 años va algamar la so mínima separación respeutu al Sistema Solar, que va ser daqué inferior a 16 años lluz.
La estrella conocida más cercana a Gliese 625 ye Gliese 661, distante 4,27 años lluz.
Gliese 625 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V.
Diversos estudios ufierten cifres distintes pa la so temperatura superficial, ente 3350 y 3570 K.
Tien una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equivalente al 1,4% de la que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 3,4 km/s.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,44).
Tien una masa de 0,35 mases solares y piénsase que ye una estrella nueva de 500 millones d'años d'edá.
Gliese 625 forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, qu'inclúi, ente otres estrelles, a DL Draconis, Ross 128 y EV Lacertae, estos dos últimes tamién nanes coloraes.
Gliese 628
Gliese 628 (GJ 628 / LHS 419 / HIP 80824 / Wolf 1061) ye una estrella nes cercaníes del Sistema Solar asitiada a 13,8 años lluz de distancia. Alcuéntrase na constelación de Ophiuchus cerca de la llende con Escorpión. De magnitú aparente +10,10, el so tenue rellumu fai que nun sía visible a simple vista.
Gliese 628 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V. Envalórase que nos 32 años lluz más próximos al Sol hai siquier 260 nanes coloraes, que suponen un 70% del total d'estrelles. Sicasí, al ser tan pocu lluminoses pasen desapercibíes pal observador terrestre si nun s'utiliza telescopiu. Con una masa de 0,29 mases solares y un radiu de 0,32 radios solares, Gliese 628 ye una d'elles, destacando pola so movimientu propiu relativamente alto.
La so temperatura efectivo ye de 3097 K.
Ye considerada una nana colorada de lenta rotación; con una velocidá de rotación del orde de 1,1 - 1,5 km/s, tien un periodu de rotación igual o inferior a 10,7 díes.
La so metalicidá, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, equival a un 76% de la del Sol.
Gliese 628 tien una baxa lluminosidá en rayos X (10 erg/s), similar a la del Sol en quiescencia.
Ta catalogada como una variable BY Draconis, recibiendo'l nome de variable V2306 Ophiuchi.
Ye probable qu'en realidá Gliese 628 sía una estrella binaria que les sos dos componentes, dambes nanes coloraes, tán bien próximes ente sigo. Gliese 644, a 5,3 años lluz de distancia, ye'l sistema estelar conocíu más cercanu a Gliese 628.
Gliese 637
Gliese 637 (GJ 637 / HIP 82256 / LHS 3242) ye una estrella asitiada na constelación austral de Apus, el ave del paraísu.
Relluma con magnitú aparente +11,36, polo que nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase a 52 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 637 ye una de les numberoses nanes coloraes de la nuesa redolada, estrelles de baxa masa que la so enerxía xenerar por fusión nuclear del hidróxenu en heliu al traviés de la cadena protón-protón; Proxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, ye una estrella d'esta clase.
La lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— de Gliese 637 ye llixeramente inferior al 1% de la lluminosidá solar.
De tipu espectral M0.5, la so temperatura efectivo ye de 3470 ± 70 K.
El so radiu, calculáu a partir del so diámetru angular (0,249 ± 0,011 milisegundos d'arcu), equival al 43% del radiu solar.
Una característica notable de Gliese 637 ye la so baxa metalicidá ([Fe/H] = -0,43), malapenes un 37% de l'atopada nel Sol.
La so masa ye de 0,41 mases solares, asemeyada a la de Lalande 21185 o la de la Estrella de Kapteyn.
L'estudiu de la variación na so velocidá radial dexó refugar la presencia d'oxetos cola masa de Xúpiter a menos de 1 UA de Gliese 637.
Gliese 638
Gliese 638 (GJ 638 / HD 151288 / HIP 82003) ye una estrella na constelación d'Hércules asitiada a unos 2º de la brillosa ζ Herculis. De magnitú aparente +8,11, nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase a 31,9 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como de tipu espectral K7V —K5 según la base de datos SIMBAD—, Gliese 638 ye una nana naranxa que, como'l Sol, llogra la so enerxía a partir de la fusión de hidróxenu nel so interior. Dientro de les nanes naranxes, asitiar ente les más fríes y menos lluminoses; tien tan solo un 4,8% de la lluminosidá solar, siendo'l so radiu equivalente al 72% del radiu solar y la so masa de 0,68 mases solares.
Groombridge 1618 ye una estrella que les sos carauterístiques físiques son bien asemeyaes a les de Gliese 638, magar ta asitiada a la metá de distancia de la Tierra qu'ésta.
Esiste evidencia de que Gliese 638 pue ser una estrella variable, con una pequeña variación nel so rellumu ente magnitú +8,09 y +8,11, recibiendo la denominación provisional, como variable, de NSV 7951.
El sistema estelar conocíu más cercanu a Gliese 638 ye ζ Herculis, asitiáu a 3,56 años lluz de distancia.
Gliese 644
Gliese 644 (GJ 644 / Wolf 630 / LHS 428) ye un sistema estelar distante 18,7 años lluz del Sistema Solar. Asitiáu na constelación de Ophiuchus, tien magnitú aparente +9,72, polo que nun ye visible a simple vista. Anguaño considérase que ye un sistema estelar quíntuple, el sistema d'estes carauterístiques más cercanu a nós, siendo toles sos componentes nanes coloraes. La so edá averada ye de 5000 millones d'años.
L'estudiu de la multiplicidá del sistema empezó en 1934 al reparase que Gliese 644 yera una estrella binaria visual que les sos componentes, Gliese 644 A y B, taben dixebraes 0,218 segundos d'arcu. En 1947, variaciones reparaes nes velocidaes radiales suxurieron qu'una de los dos componentes visuales yera una binaria espectroscópica. Cuidao que la estrella más tenue, Gliese 644 B, yera más masiva que la so compañera, llegar a la conclusión de que Gliese 644 B yera la binaria espectroscópica de curtiu periodu.
El periodu orbital de Gliese 644 A y B ye de 627 díes, siendo la separación media ente dambes estrelles d'aprosimao 1,25 UA. Les componentes que formen la binaria espectroscópica, Gliese 644 Ba y Gliese 644 Bb, completen una órbita cada 2,965 díes.
L'enclín relativu de los dos órbites ye bien pequeña, siendo prácticamente coplanares.
Les mases de los trés estrelles son similares; Gliese 644 A, nana colorada de tipu espectral M2.5V, tien una masa de 0,41 mases solares, siendo les mases respectives de Gliese 644 Ba y Gliese 644 Bb 0,34 y 0,30 mases solares.
Una o delles de los trés componentes son estrelles acandilantes, polo que Gliese 644 recibe la denominación de variable V1054 Ophiuchi.
Piénsase qu'otres dos estrelles, muncho más alloñaes, tán acomuñaes col sistema estelar triple Gliese 644. La primera d'elles, Gliese 643 (GJ 643 / Wolf 629 / LHS 427), ye una nana colorada de tipu M3.5V visualmente a 72 segundos d'arcu, lo qu'equival a una separación real de más de 400 UA. La segunda d'elles, Gliese 644 C o Gliese 644 D (LHS 429 / VB 8), ye una estrella bien tenue de tipu M7.0V a 220 segundos d'arcu de Gliese 644. Esta postrera ta catalogada como una estrella acandilante.
Gliese 649
Gliese 649 (GJ 649 / HIP 83043 / LHS 3257) ye una estrella de magnitú aparente +9,62.
Alcuéntrase na constelación d'Hércules a 25 minutos d'arcu de 57 Herculis. Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Gliese 649 ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V asitiada a 33,7 años lluz del Sistema Solar y a 4,4 años lluz de ζ Herculis.
Tien una temperatura efectivo de 3700 ± 60 K —anque otra fonte da una cifra menor de 3560 K— y una masa envalorada de 0,54 ± 0,05 mases solares.
Con un radiu aprosimao igual al 46% del radiu solar, la so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 1,9 km/s.
La so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye comparable a la del Sol ([Fe/H] = 0,08 ± 0,06).
Considerar una estrella cromosféricamente activa.
En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a Gliese 649, denomináu Gliese 649 b, con una masa similar a la de Saturnu.
La separación media cola estrella ye de 1,15 UA, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,3).
Considerando que nel periastru y nel apoastru la separación ye de 0,8 y 1,49 UA respectivamente, el planeta podría amosar cambeos de temperatures estacionales.
Gliese 653
Gliese 653 (HD 154363 / HIP 83591 / Wolf 635) ye una estrella a 34,7 años lluz de distancia del Sistema Solar en dirección a la constelación de Ophiuchus, visualmente asitiada a 1,3º al suroeste de 30 Ophiuchi.
Forma un sistema binariu con Gliese 654 (HIP 83599 / Wolf 636), siendo la separación visual ente dambes estrelles de 184,5 segundos d'arcu, equivalente a una distancia ente elles de más de 2500 UA.
Con magnitú aparente +7,73, Gliese 653 ye una nana naranxa de tipu espectral K5V.
La so lluminosidá apenes supón el 11% de la que tien el Sol y la so masa envalórase llixeramente cimera a 2/3 de la masa solar.
Ye comparable a otres nanes de tipu K nesta mesma constelación, tales como 36 Ophiuchi C o 70 Ophiuchi B.
Presenta una exigua metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, inferior a una cuarta parte de la solar.
Pela so parte, Gliese 654 ye una nana colorada de tipu M2 o M3.5V. De magnitú aparente +10,07, la so lluminosidá —nel espectru visible— ye 11 vegaes menor que la de la so distanciada acompañante.
Piénsase que pue ser una estrella variable, recibiendo la denominación NSV 8176 nel New Catalogue of Suspected Variable Stars.
Gliese 656
Gliese 656 (GJ 656 / HD 154577 / HIP 83990) ye una estrella de magnitú aparente +7,41. Ta encuadrada na constelación d'Ara, l'altar, y alcuéntrase a 44,6 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 615 alcuéntrase a 6,1 años lluz d'ella.
Gliese 656 ye una nana naranxa de tipu espectral K2.5Vk, una estrella de la secuencia principal que llogra la so enerxía a partir de la fusión del hidróxenu.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye de 4881 K—, relluma con una lluminosidá equivalente al 22% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de ε Indi o 61 Cygni A, tien el 69% de la masa solar y el so diámetru correspuende al 68% del que tien el Sol.
Magar paez ser una estrella más antigua que'l Sol, nun esiste consensu tocantes a la so edá; mientres un estudiu señala una edá de 4960 millones d'años —casi 400 millones d'años más que'l Sol—, otru aumenta esta cifra hasta los 6600 millones d'años.
Gliese 656 amuesa un índiz de metalicidá bien baxu ([Fe/H] = -0,56), siendo'l so conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— igual al 28% de la solar.
Metales como sodiu, níquel y fierro son muncho más escasos que na nuesa estrella; como exemplu, la bayura d'esti últimu elementu ye namái un 20% de la esistente nel Sol.
Coles mesmes, nun se detectó escesu nel infrarroxu que pudiera indicar la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Gliese 667
Gliese 667 (GJ 667 / HD 156384 / HR 6426 / MLO 4) ye un sistema estelar triple na constelación del Escorpión asitiáu a 22,7 años lluz del Sistema Solar.
A simple vista reparar como una única estrella tenue de magnitú aparente +5,89.
Gliese 667 constitúi un sistema triple, onde la componente C orbita en redol al par interior formáu por A y B. Gliese 667 A, la componente más brillosa, ye una nana naranxa de tipu espectral K3V que la so lluminosidá correspuende al 12% de la lluminosidá solar. Tien una masa de 0,75 mases solares y un radiu equivalente al 76% del radiu solar.
La so metalicidá, basada na so bayura relativa de fierro, ye claramente inferior a la del Sol, en redol al 37% de la mesma.
Piénsase que pue ser una estrella variable.
Gliese 667 B ye igualmente una nana naranxa anque más tenue que la componente A. De tipu espectral K5V, la so lluminosidá correspuende al 5% de la del Sol. La órbita de Gliese 667 A y B ye notablemente escéntrica (ε = 0,58), con una separación media ente dambes de 12,6 UA, siendo'l periodu orbital de 42,15 años.
Gliese 667 C (LHS 443)ye una nana colorada de tipu M1.5-2.5V.
Con una lluminosidá que correspuende al 1,4% de la lluminosidá solar, tien un diámetru equivalente al 38% de la solar y una masa averada de 0,42 mases solares.
La so separación respeutu al par AB varió dende 8 a 30,5 segundos sexaxesimales ente 1889 y 1948, lo qu'equival a una separación real ente 56 y 213 UA.
GJ 2130 A, a 3,5 años lluz, ye la estrella conocida más cercana al sistema Gliese 667.
Esta formáu por siquier 6 exoplanetas supertierras, más otru non confirmada la so esistencia. Por orde de proximidá a Gliese 667C son Gliese 667C b, h (non confirmáu), c, f, y, d, g. Trés d'ellos, Gliese 667C c, Gliese 667C f y Gliese 667C y, tán na zona de habitabilidad de la so estrella.
Gliese 673
Gliese 673 (GJ 673) ye una estrella na constelación de Ophiuchus asitiada 2º al sur de σ Ophiuchi. Distante 25,2 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +7,54, polo que nun resulta observable a simple vista a pesar de la so proximidá.
Gliese 673 ye una nana naranxa de tipu espectral K7V —al igual qu'el Sol una estrella de la secuencia principal anque más fría— con una temperatura efectivo de 3959 ± 15 K.
De carauterístiques comparables a les componentes del sistema 61 Cygni, tien una décima parte de la lluminosidá solar —incluyendo la radiación infrarroxo qu'emite— y un radiu averáu equivalente al 56% del radiu solar.
Tien una masa igual a 2/3 partes de la masa solar. 
Ta considerada una estrella de rotación lenta —la so velocidá de rotación proyeutada ye igual a 3 km/s— con un movimientu propiu relativamente alto.
El so índiz de metalicidá ([Fe/H] = +0,38) implica que la so bayura relativa de metales ye más del doble que nel Sol.
Nun se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida nin a 24 nin a 70 μm, lo que paez refugar la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
Gliese 701 y Wolf 629, a 4,9 y 6,5 años lluz de distancia respectivamente, son los sistemes estelares conocíos más cercanos a Gliese 673.
Gliese 674
Gliese 674 (GJ 674 / CD-46 11540 / LHS 449) ye una estrella cercana al Sistema Solar, a namái 14,8 años lluz de distancia, asitiada na constelación d'Ara. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor d'esta estrella.
Gliese 674 ye una nana colorada de magnitú aparente +9,36, polo que nun ye visible a simple vista. De tipu espectral M2.5-3.0V, enantes foi catalogada como una posible estrella subenana de tipu K5. La so masa envalorada ye de 0,35 mases solares y el so radiu equival aprosimao al 41% del radiu solar. Con una temperatura superficial de 3600 K, la so lluminosidá bolométrica ye apenes el 1,6% de la lluminosidá solar. Piénsase que ye muncho más nuevu qu'el Sol, con una edá de 550 ± 450 millones d'años.
El so periodu de rotación ye de 34,8 díes, valor llográu al reparar el movimientu d'una llurdiu estelar. La bayura de fierro en rellación al hidróxenu ye un 52% de la que presenta'l Sol.
La estrella conocida más cercana a Gliese 674 ye Gliese 682, nana colorada a 1,8 años lluz de distancia.
El planeta, designáu Gliese 674 b o GJ 674 b, tien una masa mínimo inferior a la de Neptunu o Uranu, y orbita mui cerca de la estrella, a una distancia de namái 0,039 UA. Arriendes d'ello, el so periodu orbital ye bien curtiu, d'apenes 4,6938 díes. La escentricidá de la órbita (ε = 0,2) ye similar a la de Mercuriu. Gliese 674 b foi descubiertu utilizando'l espectrógrafu HARPS instaláu nel telescopiu de la ESO en La Siella, Chile.
Gliese 680
Gliese 680 (GJ 680 / HIP 86057 / CD-48 11837) ye una estrella na constelación d'Ara, l'altar, asitiada visualmente a pocu más de 1º de λ Arae.
Con magnitú aparente +10,14, nun ye visible a simple vista. 
Anguaño alcuéntrase a una distancia de 31,9 años lluz, y el so máximu acercamientu al Sistema Solar va tener llugar dientro de 184.000 ~ años, cuando se va averar a menos de 15 años lluz.
Gliese 680 ye una nana colorada de tipu espectral M3V con una temperatura superficial de 3540 K, bien asemeyáu a otres nanes de la nuesa redolada como Struve 2398 A, Gliese 628 o Gliese 687.
El so radiu ye la metá del radiu solar y tien una lluminosidá nel espectru visible equivalente al 0,74% de la lluminosidá solar; sicasí, si inclúyese la radiación infrarroxo emitida —importante nuna estrella de les sos carauterístiques—, la so lluminosidá bolométrica xube hasta'l 3,3% de la que tien el Sol.
Ye posible que sía una estrella variable, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 9166.
El sistema estelar conocíu más cercanu a Gliese 680 ye 41 Arae, distante 3,7 años lluz.
Gliese 682
Gliese 682 (GJ 682 / LHS 451 / CD-44 11909) ye una estrella na constelación del Escorpión, asitiada a pocu más de 1º de la brillosa estrella Sargas (θ Scorpii). De magnitú aparente +10,96, nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase a 16,4 años lluz de distancia del Sistema Solar, siendo la estrella más cercana dientro de la constelación del Escorpión.
Como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, Gliese 682 ye una tenue nana colorada que'l so tipu espectral ye M4.5V. Tien una masa daqué mayor d'una cuarta parte de la masa solar, con una lluminosidá probablemente inferior al 0,1% de la lluminosidá solar. La so temperatura superficial ye de 3190 K.
Los sistemes estelares más cercanos a Gliese 682 son Gliese 674, a 1,8 años lluz y Gliese 693, a 4,7 años lluz.
Gliese 686
Gliese 686 (GJ 686 / HIP 86287 / LHS 452) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +9,62.
Anque s'atopa próxima al Sistema Solar —a 26,5 años lluz—, nun ye la estrella conocida más cercana na so constelación, yá que Gliese 661 alcuéntrase a 20,9 años lluz.
El sistema más cercanu a esta estrella ye'l brillante μ Herculis, a 4,5 años lluz. Sígenlu GJ 1230 y Gliese 673, a 7,2 y 7,6 años lluz respectivamente.
De tipu espectral M1.0V, tien una temperatura efectivo de 3484 ± 50 K.
La so lluminosidá nel espectru visible ye igual al 0,82% de la del Sol, ente que la so lluminosidá bolométrica equival al 2,7% de la solar, una y bones una importante cantidá de la radiación emitida por estes estrelles ye lluz infrabermeyo invisible.
Considerando namái esti últimu parámetru, Gliese 686 ye considerablemente más lluminosa qu'otres conocíes nanes coloraes; asina, ye 6,5 vegaes más lluminosa que Ross 154 y 15 vegaes más que Proxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar.
Gliese 686 tien un radiu aprosimao igual a la metá del radiu solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 2,5 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 10,3 díes.
Presenta un conteníu metálico inferior al del Sol; distintos estudios evalúen el so índiz de metalicidá ente -0,25 y -0,44.
Tien una masa averada ente'l 45% y el 49% de la masa solar
y ye una estrella de carauterístiques comparables a la de Lacaille 9352.
Gliese 687
Gliese 687 (GJ 687 / LHS 450 / HIP 86162) ye una estrella cercana asitiada a namái 14,77 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcontrar na constelación de Draco a 25 minutos d'arcu de ω Draconis.
Gliese 687 ye una nana colorada de magnitú aparente +9,15 non visible a simple vista, que la so lluminosidá ye equivalente al 0,4% de la que tien el Sol.
Pertenez al tipu espectral M3V y tien una temperatura superficial de 3237 K.
La so masa apenes supón el 41% de la masa solar y el so radiu ye daqué menor de la metá del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 2,8 km/s.
El so metalicidá, espresada como la rellación ente'l conteníu de fierro y el de hidróxenu, ye comparable a la solar ([Fe/H] = 0,00).
Amuesa un movimientu propiu grande al traviés del cielu, avanzando 1,304 segundos d'arcu cada añu. La so velocidá relativa neta ye d'unos 39 km/s.
El sistema estelar más cercanu a Gliese 687 ye Struve 2398, asitiáu a pocu más de 4 años lluz.
Gliese 688
Gliese 688 (HD 160346 / HIP 86400 / GJ 688) ye una estrella de magnitú aparente +6,52 na constelación de Ophiuchus.
Asitiada a 34,9 años lluz de distancia del Sistema Solar, les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 688 son Gliese 678.1, a 2,96 años lluz, y Gliese 660, a 5,34 años lluz.
Gliese 688 ye una nana naranxa de tipu espectral K3V y 4920 K de temperatura.
Col 36% de la lluminosidá solar y un radiu equivalente al 84% del radiu solar, ye similar a otres nanes de tipu K nesta mesma constelación, tales como les componentes de los sistemes 36 Ophiuchi y 70 Ophiuchi, o Gliese 673, anque s'atopa más distante qu'estes.
El so metalicidá, espresada como la bayura relativa de fierro, ye llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09) y tien un periodu de rotación de 36 díes.
Tien una masa equivalente al 78% de la masa solar.
La so edá, envalorada cromosféricamente y por xirocronoloxía, paez tar entendida ente los 2640 y los 3280 millones d'años.
Gliese 688 ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 83,7 díes. La masa de l'acompañante ye de siquier 0,09 mases solares.
Gliese 693
Gliese 693 (GJ 693 / HIP 86990 / LHS 454) ye una estrella asitiada a 19,0 años lluz de distancia del Sistema Solar en dirección a la constelación de Pavu. Con magnitú aparente +10,75 nun ye observable a simple vista. Alcuéntrase mui cerca de la llende con Ara, a 18 minutos d'arcu de la estrella HD 160720.
Gliese 693 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V, anque tamién foi catalogada como de tipu M3.0V y M3.5V.
La so temperatura efectivo ye de 3380 K
y tien una masa envalorada equivalente a 0,26 mases solares.
Visualmente la so lluminosidá equival al 0,15% de la lluminosidá solar,ente que si considérase la radiación infrarroxo emitida, la so lluminosidá supón el 0,33% de la del Sol.
El so diámetru ye igual al al 30% del diámetru solar.
Puede ser una estrella variable, recibiendo la denominación provisional de NSV 9629.
Les estrelles más cercanes a Gliese 693 son Gliese 682, a 4,7 años lluz, Gliese 674, a 5,2 años lluz, y Gliese 754, a 5,9 años lluz, toes elles tamién nanes coloraes. δ Pavonis, una de les estrelles más brilloses de la constelación de Pavu, alcuéntrase a 6,4 años lluz de distancia de Gliese 693.
Gliese 701
Gliese 701 (GJ 701 / HD 165222 / LHS 3356 / HIP 88574) ye una estrella asitiada a 25,1 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente alcontrar na constelación de Serpens, na rexón de Serpens Cauda, 1,20º al este de ζ Serpentis.
Gliese 701 ye una tenue nana colorada de tipu espectral M2.0V.
Con magnitú aparente +9,36, nun resulta observable a simple vista.
La so lluminosidá bolométrica ye equivalente al 3,2% de la que tien el Sol y tien una temperatura superficial de 3536 K.
La so masa ye llixeramente inferior a la metá de la masa solar y el so radiu ye daqué menor del radiu solar.
El so metalicidá, bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu, ye la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,30).
Gliese 701 tien una posible acompañante, detectada en 2010, que la so separación visual con ella ye de 12,36 segundos d'arcu.
Per otra parte, les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 701 son Gliese 673 y GJ 1224, respectivamente a 4,9 y 5,7 años lluz.
Gliese 710
Gliese 710 (GJ 710 / HD 168442 / BD-01 3474) ye una estrella na constelación de Serpens, la culiebra. Ta asitiada na so cola (Serpens Cauda), al oeste de Alya (θ Serpentis), al nordés de η Serpentis y al este de Cebalrai (β Ophiuchi). La so magnitú aparente ye +9,65.
Gliese 710 ye una nana naranxa de tipu espectral K7V con una temperatura efectivo de 4130 K. Tien una masa d'aprosimao 0,42 mases solares, un radiu de 0,67 radios solares y una lluminosidá d'apenes el 4,2% de la del Sol.
Ye una posible estrella variable que recibe la denominación de NSV 10635.
Anque Gliese 710 alcuéntrase a unos 63,0 años lluz de distancia del Sistema Solar, el so movimientu propiu, distancia y velocidá radial —basaos nos últimos datos del satélite Hipparcos— indiquen que Gliese 710 va averar a 1,1 años lluz (70.000 UA) de la Tierra nos próximos 1,4 millones d'años. Cuando tea a mínima distancia de la Tierra va ser una estrella de primera magnitú con un rellumu comparable al de Antares (α Scorpii).
Nel intervalu de tiempu de ± 10 millones d'años dende'l presente, Gliese 710 ye la estrella que la so combinación de masa y distancia va causar una mayor perturbación gravitatoria nel Sistema Solar. En concretu, va tener el potencial d'alteriar la Nube de Oort lo suficiente como pa unviar una agua de cometes escontra'l sistema solar interior. Sicasí, estudios recién señalen que namái va suponer l'apaición d'un nuevu cometa per añu y que la medría neta nel riesgu de impactu astronómicu nun va ser detectable.
Gliese 745
Gliese 745 (GJ 745) ye un sistema estelar na constelación de Sagita, la flecha.
Asitiáu unos 2 minutos d'arcu al oeste de 1 Sagittae, nun ye observable a simple vista, una y bones la magnitú aparente de los dos componentes del sistema ye +10,77.
D'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, ta a 28,1 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes del sistema son subenanes o nanes coloraes prácticamente iguales.
Tienen tipu espectral M1VI, anque tamién fueron catalogaes como M2.0V.
La so temperatura efectivo ye de 3416 ± 50 K y tienen una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo emitida— equivalente al 1,3% de la lluminosidá solar.
Gliese 745 A (HIP 93873 / LHS 3432) tien un radiu de 0,34 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 5,72 díes.
Gliese 745 B (HIP 93873 / LHS 3433) ye apenes un 2% más grande que la so compañera, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 2,8 km/s. El so periodu de rotación ye, a lo más, de 6 díes.
Gliese 745 B tien una masa equivalente al 35,2% de la masa solar, llixeramente mayor que la de Gliese 745 A.
Los dos estrelles del sistema tán visualmente dixebraes ente sí 115 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 990 UA.
Nun se reparó movimientu orbital dalgunu y, asumiendo que la órbita fuera circular y tuviera nel planu del cielu, el periodu del sistema sería d'aprosimao 40.000 años.
El so movimientu al traviés del espaciu indica que son, a diferencia del Sol, vieyes estrelles de discu.
Ello vien acotáu pola so acusada falta de metales, siendo l'índiz de metalicidá del sistema [Fe/H] = -1,03.
Gliese 75
Gliese 75 (GJ 75 / HR 511 / HD 10780) ye una estrella na constelación de Cassiopeia asitiada cerca de ε Cassiopeiae y M103. De magnitú aparente +5,63 pue ser reparada a simple vista con bones condiciones de visibilidá. Alcuéntrase a 32,5 años lluz del Sistema Solar. Les estrelles más cercanes a Gliese 75 son GJ 3125, a 0,7 años lluz, y Gliese 49, a 3,1 años lluz.
Gliese 75 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V. Con una temperatura efectivo de 5350 K, ye una estrella de la secuencia principal más pequeña y tenue qu'el Sol, asemeyáu a Alfa Centauri B.
La so lluminosidá ye la metá de la del Sol, siendo deficiente en lluz ultravioleta.
Tien un radiu equivalente al 82% del radiu solar, con una masa envalorada del 92% de la masa solar.
Amuesa emisiones inusuales de CaII y ye muncho más lluminosa que'l Sol en rayos X. Ta considerada como una estrella relativamente activa.
Acordies con la base de datos SIMBAD, Gliese 75 ye una estrella variable BY Draconis, recibiendo la denominación de variable V987 Cassiopeiae.
Anque primeramente Gliese 75 foi considerada una estrella rica en metales, estudios posteriores indiquen qu'el so metalicidá ye equiparable a la solar. El so movimientu al traviés del espaciu ye característica d'una nueva estrella de discu.
La so edá envalórase en namái 600 millones d'años, 1/8 parte de la edá del Sol.
Gliese 754
Gliese 754 (GJ 754 / LHS 60 / L 347-14) ye una estrella na constelación de Telescopium asitiada cerca de la llende con Saxitariu, visualmente a menos de 1º de Arkab Posterior (β Sagittarii). Midíes precises de la so paralax (169,03 mas) asitien a Gliese 754 a una distancia de 19,4 años lluz, siendo la más estrella más cercana dientro de la so constelación y una de les 100 estrelles más próximes al Sistema Solar. De magnitú aparente +12,23, nun ye observable a simple vista. 
Gliese 754 ye una nana colorada de tipu espectral M4.5V, una estrella que, al igual qu'el Sol, llogra la so enerxía de la fusión nuclear del hidróxenu. Sicasí, la so lluminosidá equival al 0,04% de la lluminosidá solar, consecuencia de la so baxa masa, namá'l 16% de la masa solar. Les sos carauterístiques físiques son bien similares a otres nanes coloraes de la nuesa redolada como Gliese 682, YZ Ceti o TZ Arietis.
La estrella conocida más cercana a Gliese 754, distante 3,76 años lluz, ye Gliese 784. Sígen-y el sistema estelar Gliese 783 y Gliese 682, respectivamente a 4,78 y 5,77 años lluz.
Gliese 777
Gliese 777 (GJ 777) ye un sistema estelar na constelación del Cisne asitiáu a 51,8 años lluz del Sistema Solar. A fecha de 2005 conozse la esistencia de dos planetes estrasolares orbitando en redol a la estrella principal.
La estrella principal de sistema, Gliese 777 A (HD 190360 / HR 7670 / LHS 3510), ye una subxigante mariella de tipu espectral G6IV y magnitú aparente +5,71. Ye una estrella asemeyada al Sol que ta rematando la fusión del so hidróxenu internu, siendo muncho más antigua qu'ésti, con una edá envalorada ente 7000 y 10.000 millones d'años. Tien una temperatura superficial de 5551 K, ye un 11% más lluminosa que'l Sol y la so masa ye un 4% menor que la masa solar. El so periodu de rotación ye de 40 díes. El so conteníu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos qu'el heliu— ye un 70% mayor que na nuesa estrella.
La estrella secundaria, Gliese 777 B (LHS 3509), ye una tenue nana colorada de magnitú +14,40 que orbita la estrella primaria a una distancia de 3000 UA. El periodu orbital ten de ser de delles decenes de miles d'años. De la mesma, Gliese 777 B podría ser una estrella binaria, onde la componente menos lluminosa sería otra nana colorada bien tenue.
En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, Gliese 777 Ab o HD 190360 b, n'órbita alredor de la estrella subxigante mariella. Consideráu nun principiu un ximielgu del planeta Xúpiter, analises ulteriores dexaron comprobar que la so masa ye aprosimao 1,5 vegaes la de Xúpiter, y que la so órbita, en contra de lo pensóse primeramente, nun ye circular sinón que presenta una apreciable escentricidá de ε = 0,36.
En 2005 afayóse un segundu planeta, Gliese 777 Ac o HD 190360 c, nuna órbita interior a 0,128 UA de la estrella. La so masa ye namái 18 vegaes mayor que la de la Tierra, aprosimao igual a la de Neptunu, moviéndose nuna órbita casi circular.
El 1 de xunetu de 1999 un mensaxe METI foi unviáu a Gliese 777. Foi tresmitíu dende'l radar de Eupatoria, el más grande de Eurasia. El mensaxe, llamáu Cosmic Call 1, va llegar a Gliese 777 n'abril de 2051.
Gliese 783
Gliese 783 (J. Herschel 5173) ye una estrella binaria a 19,7 años lluz de distancia del Sol asitiada na constelación de Saxitariu, al sureste de θ¹ y θ² Sagittarii. Averar al Sistema Solar a una velocidá averada de 140 km/s; a esi ritmu, dientro de 41.100 años va tar a namái 6,7 años lluz y va ser diez veces más brillosu. Afayóse por John Frederick William Herschel, fíu del tamién astrónomu William Herschel, y a él debe'l nome de J. Herschel 5173.
El sistema Gliese 783 ta formáu por dos componentes dixebraes aprosimao 43 UA, una distancia similar a la distancia media ente Plutón y el Sol. Les estrelles más cercanes a esti sistema son dos nanes coloraes, Gliese 784 y Gliese 754, a 3,2 y 4,5 años lluz respectivamente.
La estrella primaria, Gliese 783 A (GJ 783 A / LHS 486), ye una nana naranxa de tipu espectral K2V con una temperatura efectivo de 4922 K.
El so radiu ye un 26% más pequeñu que'l radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,7 km/s.
Tien una lluminosidá equivalente al 29% de la lluminosidá solar y una masa de 0,77 mases solares.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye del 47% en comparanza col Sol; esti enclín acentuar nel casu del fierro, que'l so conteníu relativo ye'l 28% del valor solar.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm, lo que paez refugar la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
Gliese 783 B (GJ 783 B / LHS 487) ye una nana colorada de tipu espectral M4V, con una masa d'averada de 0,2 mases solares y un radiu de 0,28 radios solares.
Gliese 784
Gliese 784 (GJ 784 / HD 191849 / HIP 99701) ye una estrella na constelación de Saxitariu asitiada mui cerca de la llende con Telescopium, a pocu más de 3º de κ Sagittarii.
Alcuéntrase a 20,2 años lluz de distancia, siendo una de les 100 estrelles más cercanes al Sistema Solar.
La so magnitú aparente ye +7,97.
Gliese 784 ye una nana colorada de tipu espectral M0.0V —enantes catalogada como K7— con una temperatura efectivo de 3930 K.
Tien una masa envalorada de 0,58 mases solares y un radiu equivalente a 2/3 del radiu solar.
La so lluminosidá bolométrica equival al 6% de la lluminosidá solar; anque comparativamente col Sol ye una cifra baxa, Gliese 784 ye 32 vegaes más lluminosa que Proxima Centauri y 13 vegaes más que Ross 154, nana colorada tamién en Saxitariu.
Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de Lacaille 8760 pero, a diferencia d'ésta, nun ta clasificada como estrella acandilante, magar hai nicios de que puede ser una estrella variable.
Les estrelles más cercanes a Gliese 784 son Gliese 783, a 3,2 años lluz, y Gliese 754, a 3,8 años lluz.
La brillosa δ Pavonis alcuéntrase a 7,3 años lluz de Gliese 784.
Gliese 793
Gliese 793 (GJ 793) ye una estrella na constelación de Cefeo de magnitú aparente +10,44.
Demasiao tenue pa ser reparada a simple vista, alcuéntrase 2,5º al norte de θ Cephei, mui cerca de la llende cola vecina constelación de Draco.
Alcuéntrase a 26,1 años lluz del Sistema Solar.
La estrella conocida más cercana a ella ye Gliese 809, a 3,5 años lluz, ente que la brillosa χ Draconis alcuéntrase a 6,1 años lluz.
Gliese 793 ye una nana colorada na redolada del Sistema Solar de tipu espectral M3.0V y 3437 ± 16 K de temperatura efectivo.
La so lluminosidá nel espectru visible ye igual al 0,34% de la del Sol, ente que la so lluminosidá bolométrica equival al 1,8% de la solar, una y bones una importante cantidá de la radiación emitida por estes estrelles ye lluz infrabermeyo invisible.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 3,2 km/s.
Nun esiste un claru consensu tocantes a el so conteníu metálico; distintos estudios evalúen el so índiz de metalicidá [Fe/H] ente +0,01 y -0,20.
Tien una masa averada equivalente al 39% la masa solar y les sos carauterístiques físiques son comparables a les de la estrella primaria de Struve 2398.
Gliese 794
Gliese 794 (WD 2032+248) ye una nana blanca encuadrada na constelación de Vulpecula.
La so magnitú aparente ye +11,55 y alcuéntrase a 48 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 794 tien tipu espectral DA2, siendo'l so temperatura efectivo de 20.704 ± 322 K —otru estudiu amenorga felicidá cifra a 19.980 K—.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando; Gliese 794 ye una nana blanca bien caliente, con una edá envalorada —como remanente estelar— de namái 60 millones d'años.
Ente toles nanes blanques a menos de 20 pársecs del Sistema Solar, ye una de les más calientes y nueves.
Amás, la lluminosidá d'estos oxetos escai col tiempu, polo que Gliese 794 ye una nana blanca entá bien lluminosa, magar que relluma col 0,0275% de la lluminosidá solar.
Anque ye un 7% menos lluminosa que Siriu B, la so lluminosidá ye 56 vegaes superior a la de Procyon B.
Presenta una velocidá de rotación proyeutada de 11 ± 5.
Tien una masa equivalente a 0,64 mases solares, valor habitual n'estrelles dexeneraes y prácticamente igual a la de la citada Procyon B.
L'atmósfera de Gliese 794 ta compuesta fundamentalmente de hidróxenu.
Les atmósferes de nanes blanques con una temperatura cimero a 50.000 K siempres contienen elementos pesaos, ente que per debaxo de dicha temperatura esiste una dicotomía ente aquelles compuestes namái por hidróxenu puru y aquelles nes que pueden detectase dichos elementos.
En concretu, la bayura de siliciu —único metal detectáu en Gliese 794— escai cola temperatura.
A lo último, cabo resaltar la midida del campu magnéticu de Gliese 794, que ye de 2700 G.
Gliese 829
Gliese 829 (GJ 829 / G 145-40 / LHS 508 / Ross 775) ye una estrella de magnitú aparente +10,35 cercana al Sistema Solar, asitiada a una distancia de 21,9 años lluz.
Ta encuadrada na constelación de Pegasu, visualmente 2,5º al sur de 1 Pegasi.
Gliese 829 ye una estrella binaria formada por dos nanes coloraes.
La estrella primaria ye de tipu espectral M3.0V y tien una temperatura efectivo de 3122 K.
De rellumu tenue, tien una lluminosidá nel espectru visible igual al 0,29% de la lluminosidá solar.
La so masa apenes supón el 37% de la masa solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 4 km/s.
El so metalicidá ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,01).
Ente les distintes binaries conocíes que les sos dos componentes son nanes coloraes, Struve 2398 y Kruger 60 asemeyar a esti sistema.
Les estrelles conocíes más cercanes a Gliese 829 son Gliese 880 y HU Delphini, a 8 y 10 años lluz respectivamente.
Gliese 832
Gliese 832 (GJ 832) ye una estrella na constelación de Grus, asitiada al este de α Indi. De magnitú aparente +8,67, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 16,1 años lluz de distancia del Sistema Solar. Saber de la esistencia de 2 planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
Como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, Gliese 832 ye una nana colorada que'l so tipu espectral ye M3.0V o M1.5V. La so masa envalorada ye'l 45% de la masa solar y tien una lluminosidá en redol al 0,7% de la lluminosidá solar. Aun así ye unes 50 vegaes más lluminosa que Proxima Centauri, la nana colorada más próxima a la Tierra. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Groombridge 34 A, anque a diferencia d'ésta nun esiste constancia de que Gliese 832 sía una estrella acandilante. La so bayura relativa de fierro ye aprosimao la metá que nel Sol.
Los sistemes estelares más cercanos a Gliese 832 son Lacaille 8760, a 4,2 años lluz, y ε Indi, a 4,8 años lluz.
En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta gaseosu n'órbita alredor de Gliese 832, denomináu Gliese 832 b. Tien una masa mínimo de 0,64 vegaes la masa de Xúpiter y muévese a una distancia de 3,4 UA de la estrella. El so periodu orbital ye d'aprosimao 9,4 años.
En xunu de 2014 reportóse l'afayu d'una probable supertierra nuna órbita interior llamada gliese 832 c. Tien una masa 5 vegaes superior a la de la Tierra y orbita a unos 24 millones de kilómetros del so sol con un periodu de traslación de 36 díes, lo que la alluga na zona habitable de la estrella, lo que, nun principiu, facer aptu pa sofitar vida estraterrestre.
Gliese 84
Gliese 84 (GJ 84 / HIP 9724) ye una estrella na constelación de Cetus que s'alcuentra a unos 3,5º al norte de de υ Ceti.
De magnitú aparente +10,19, nun ye observable a simple vista.
Gliese 84 ta asitiada a 29,8 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una nana colorada, siendo la so tipu espectral M2.5V.
Tien una temperatura efectivo de 3279 ± 115 K, magar otru estudiu señala una cifra mayor de 3410 K.
El valor del so diámetru angular —0,547 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, aprosimao'l 54% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 3 km/s, siendo el so periodu de rotación de 44,5 díes.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye prácticamente igual a la del Sol ([M/H] = +0,04).
Gliese 84 ye una binaria espectroscópica —la esistencia d'una compañera estelar detectada pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 18,7 años (6818 díes). Nada se sabe sobre la naturaleza de la estrella acompañante.
La estrella conocida más cercana a Gliese 84 ye la binaria LTT 1445, a 6,5 años lluz; ente les estrelles brilloses más cercanes a ella, hai de solliñar a EP Eridani y κ Ceti, respectivamente a 9 y 14 años lluz.
Gliese 842
Gliese 842 (GJ 842 / HIP 108569) ye una estrella na constelación d'Indus.
Visualmente alcuéntrase unos 3º al sur de ε Indi anque, con magnitú aparente +9,72, nun ye observable a simple vista.
Ta asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (83,43 ± 1,77 milisegundos d'arcu), a 39,1 ± 0,8 años lluz del Sistema Solar.
Gliese 842 ye una nana colorada de tipu espectral M0.5.
Tien una temperatura efectivo de 3542 ± 50 K.
Con un radiu equivalente al 68% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,8 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación nun supera los 12,3 díes.
Presenta un conteníu metálico paecencia al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = +0,05.
Anque na base de datos SIMBAD Gliese 842 apaez catalogada como posible variable, otros estudios nun acoten dicha variabilidá.
Gliese 842.2
Gliese 842.2 (GJ 842.2 / GJ 9764 / HIP 108467 / G 263-10) ye una estrella na constelación de Cefeo asitiada a 68,0 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +10,48, nun ye observable a simple vista. La estrella conocida más cercana a Gliese 842.2 ye Gliese 828.5, nana blanca distante 3,7 años lluz.
Gliese 842.2 ye una nana colorada de tipu espectral M0.5V con una temperatura efectivo de 3500 K. Tien una lluminosidá equivalente al 6,3% de la lluminosidá solar. El so metalicidá, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, ye bien similar a la solar ([Fe/H] = 0,0), siendo la so edá envalorada de 200 millones d'años. A diferencia d'otres nanes coloraes de la redolada solar, nun ye una estrella acandilante.
Gliese 842.2 ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu, detectáu pol escesu de radiación submilimétrica a λ = 850 μm. El discu, posiblemente inclináu al respective de nós, alcuéntrase alloñáu de la estrella, a una distancia media de 300 UA. Ye un discu masivu que la so masa ye 28 ± 5 vegaes la masa de la Lluna —compárese cola masa del Cinturón de Kuiper del Sistema Solar, aprosimao 3 × 10 mases llunares—. La so temperatura, calculada en función de la distancia a la estrella, ye de namái 13 K.
Gliese 849
Gliese 849 (GJ 849) ye una estrella na constelación d'Acuariu.
A pesar d'atopara a 28,6 años lluz de distancia del Sistema Solar, tien magnitú aparente +10,42, polo que nun puede ser reparada a simple vista.
Dende 2006 conozse la esistencia d'un planeta xovianu n'órbita alredor d'esta estrella.
Gliese 849 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V con una temperatura efectivo de 3195 K.
Muncho más tenue qu'el Sol, nel espectru visible la so lluminosidá ye tan solo un 0,43% de la lluminosidá solar, anque si considérase tol espectru electromagnéticu la so lluminosidá algama'l 2,94% de la del Sol.
Envaloróse que tien una masa averada igual al 43% de la masa solar y un diámetru en redol al 45% del diámetru solar.
La so bayura relativa de fierro ye mayor que la solar nun 35% ([Fe/H] = +0,13).
La so baxa actividá cromosférica y la so lenta rotación —tarda 40 díes en completar una vuelta— son consistentes con una nana colorada d'edá media de más de 3000 millones d'años d'antigüedá.
Gliese 849 ye miembru del supercúmulu de les Híades que, ente otres, inclúi a 55 Cancri, ι Horologii y HD 179949, toes elles estrelles con planetes.
Per otra parte, los sistemes estelares más cercanos a Gliese 849 son Gliese 852, a 5,3 años lluz, y GJ 1276, a 5,6 años lluz.
El planeta estrasolar n'órbita alredor de Gliese 849, denomináu Gliese 849 b, tien una masa mínimo de 0,89 vegaes la masa de Xúpiter y muévese a una distancia de 2,35 UA de la estrella. La so órbita ye prácticamente circular y tarda 5,2 años en completar una vuelta alredor de la estrella.
Esiste cierta evidencia de la esistencia d'un segundu planeta.
Gliese 87
Gliese 87 (GJ 87 / HIP 10279) ye una estrella na constelación de Cetus.
De magnitú aparente +10,04, nun ye observable a simple vista.
Gliese 87 alcuéntrase a 34 años lluz del Sistema Solar y, al igual que la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada más cercana, ye una nana colorada.
De tipu espectral M2.5V, tien una temperatura efectivo de 3560 K.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 2,8% de la lluminosidá solar.
Tien un diámetru igual al 61% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4 km/s, siendo el so periodu de rotación de 7,77 díes.
Tocantes a la so composición, presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— notablemente más baxa que la del Sol ([Fe/H] = -0,35).
La so masa ye de 0,51 mases solares.
Gliese 552 mover a una velocidá de 126 km/s en rellación al Sistema Solar, valor inusitadamente eleváu.
Coles mesmes, el so órbita galáctica ye notablemente escéntrica (y = 0,60), lo que favorez que nel apoastru llegue a tar a casi 21 kilopársecs del centru galácticu, más del doble de la distancia de máximu alloñamientu del Sol.
Gliese 877
Gliese 877 (GJ 877 / HIP 113229 / LHS 531) ye una estrella asitiada na constelación austral de Octans, cerca de la llende con Indus.
Relluma con magnitú aparente +10,22, polo que nun sela puede reparar a simple vista.
Éstes son estrelles de baxa masa que la so enerxía xenerar a un ritmu lentu por fusión nuclear del hidróxenu en heliu per aciu la cadena protón-protón; arriendes d'ello, emiten bien poca lluz.
La lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— de Gliese 877 equival al 2,3% de la lluminosidá solar.
Magar ello, ye considerablemente más lluminosa qu'otres nanes coloraes como Proxima Centauri, la más cercana al Sistema Solar; en concretu ye casi 14 vegaes más lluminosa qu'ella.
De tipu espectral M3V, la so temperatura efectivo ye de 3390 K.
Nun paez ser una estrella variable.
Gliese 877 alcuéntrase a 28,1 años lluz del Sistema Solar. Estrelles conocíes próximes a ella son β Hydri y ζ Tucanae, respectivamente a 4,5 y 6,2 años lluz.
Gliese 880
Gliese 880 (GJ 880 / HD 216899 / LHS 533 / Ross 671) ye una estrella na constelación de Pegasu asitiada a 22,4 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +8,66, nun ye observable a simple vista. 
Gliese 880 ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V. Muncho más tenue qu'el Sol, tien una lluminosidá equivalente al 1,4% de la lluminosidá solar, pero aun así ye notablemente más lluminosa qu'otres conocíes nanes coloraes como Proxima Centauri o Wolf 359. Tien una temperatura efectivo de 3600 K, una masa equivalente al 59% de la masa solar y un radiu averáu que correspuende al 69% del radiu solar. La so velocidá de rotación ye inferior a 2,8 km/s y la so bayura relativa de fierro ye llixeramente inferior a la solar.
La estrella conocida más cercana a Gliese 880, a 3,96 años lluz, ye EQ Pegasi, tamién na constelación de Pegasu. Sígenlu BR Piscium y Gliese 829, respectivamente a 7,57 y 8,04 años lluz. Toes elles son nanes coloraes.
Gliese 884
Gliese 884 (GJ 884 / HD 217357 / LHS 3885 / CD-23 17699) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +7,89, polo que nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase narexón suroeste de la constelación, al suroeste de Skat (δ Aquarii), al noroeste de Fomalhaut (α Piscis Austrini) y al este de la nebulosa de la Hélice.
Gliese 884 alcuéntrase a namái 26,6 años lluz del Sistema Solar, siendo una de les estrelles brilloses —entendiendo como tales aquelles que nun son nanes coloraes— más cercanes. Les sos vecines más próximes son el sistema estelar FK Aquarii a 3 años lluz, la brillosa Fomalhaut (α Piscis Austrini) a 3,5 años lluz, y TW Piscis Austrini, una estrella non bien distinta a Gliese 884, a 4,4 años lluz.
Gliese 884 tien tipu espectral K7V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de 61 Cygni B —la componente más tenue d'esi sistema— o a les de Gliese 673.
Con una temperatura superficial de 4130 K, la so lluminosidá apenes algama'l 9% de la solar. 
La so masa envalórase en 0,61 mases solares y la so edá cífrase en namái 240 millones d'años (1/19 parte de la edá del Sol).
Gliese 892
Gliese 892 (HD 219134 / HR 8832 / LHS 71 / BD+56 2966) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,57. Alcuéntrase narexón noroeste de la constelación, al oeste de Schedar (α Cassiopeiae) y Caph (β Cassiopeiae), y al sur de la nebulosa NGC 7635.
Gliese 892 alcuéntrase a namái 21,26 años lluz del Sistema Solar, siendo una de les estrelles brilloses —entendiendo como tales aquelles que nun son nanes coloraes— más cercanes.
De tipu espectral K3V, ye una nana naranxa más pequeña y tenue qu'el Sol, asemeyáu a Gliese 783 A y Gliese 105 A.
La so lluminosidá equival a un 28% de la lluminosidá solar y tien un radiu de 0,77 radios solares.
Amuesa una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H] = +0,09); otros elementos como magnesiu, níquel, siliciu y especialmente titaniu son tamién «sobreabundantes» en rellación al Sol.
La so masa envalórase en 0,79 mases solares y la so edá puede superar los 12.000 millones d'años.
Acordies con la base de datos SIMBAD, Gliese 892 ye una estrella acandilante. 
Les sos carauterístiques y la so relativa proximidá a la Tierra fixeron de Gliese 892 unu de los oxetivos de los proyectos Darwin y Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres na llamada zona de habitabilidad. Les estrelles que tien más cerca son Achird (η Cassiopeiae), a 4,9 años lluz, y EV Lacertae, a 6,3 años lluz.
Gliese 902
Gliese 902 (GJ 902 / HD 222237 / HIP 116745 / LHS 3994) ye una estrella asitiada na constelación de Tucana. De magnitú aparente +7,09, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 37,1 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral K3V, Gliese 902 ye una nana naranxa que, como'l Sol, llogra la so enerxía de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu. Más fría y menos lluminosa que la nuesa estrella, les sos carauterístiques son asemeyaes a les de ε Indi, na mesma constelación anque muncho más próxima a la Tierra.
Gliese 902 tien una temperatura superficial de 4762 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 16% de la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 71% del diámetru solar y la so masa ye un 72% de la del Sol.
Gliese 902 tien una baxa metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, que, dependiendo de la fonte consultada, asitiar ente'l 26% y el 49% de la del Sol. Otra manera, presenta unos conteníos de magnesiu y aluminiu namái llixeramente inferiores a les solares.
Coles mesmes, presenta un conteníu de litiu tan baxu que nun ye mensurable.
Gliese 91
Gliese 91 (GJ 91 / HIP 10395) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
Visualmente alcuéntrase 80 minutos d'arcu al sur de μ Fornacis.
De magnitú aparente +10,32, nun ye observable a simple vista.
Gliese 91 ye una nana colorada de tipu espectral M2V que la so temperatura efectivo ye de 3433 ± 50 K.
A diferencia del Sol, la mayor parte de la radiación qu'emite ye lluz infrabermeyo; la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 4,0% de la lluminosidá solar.
Asemeyáu a Lalande 21185 o a Gliese 54 ye, sicasí, muncho más lluminosa que Proxima Centauri.
Tien un radiu igual al 58% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,7 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 17,50 díes.
Presenta un conteníu metálico daqué menor qu'el del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [M/H] = -0,09.
Puede ser una estrella variable, pero la so variabilidá nun foi confirmada.
Gliese 91 tópase asitiada, d'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (79,68 ± 1,69 milisegundos d'arcu), a 40,9 años lluz del Sistema Solar.
Per otra parte, la estrella conocida más próxima a ella ye Gliese 84, distante 7,7 años lluz.
Gliese 915
Gliese 915 (GJ 915 / LHS 1005 / WD 2359-434) ye una nana blanca de magnitú aparente +12,76 asitiada na constelación de Fénix.
La midida más aceptada de la so paralax —123 milisegundos d'arcu—, asitia a Gliese 915 a 25,6 años lluz del Sistema Solar, polo que-y la considera una de los diez nanes blanques más próximes al Sistema Solar.
Estrelles cercanes a Gliese 915 son LHS 1070 y TW Piscis Austrini, los dos a pocu más de 7 años lluz d'ella.
Gliese 915 ye una nana blanca de tipu espectral DA5, lo qu'indica que tien una atmósfera rica en hidróxenu.
La so temperatura efectivo ye de 8530 ± 160 K y considérase que la so edá —como remanente estelar— ye de 1820 ± 60 millones d'años.
Ye un oxetu tenue que relluma col 0,045% de la lluminosidá solar; a manera de comparanza, la so lluminosidá ye 2,5 vegaes superior a la de la Estrella de Van Maanen.
Tien una masa envalorada ente 0,85 y 0,97 mases solares.
GM Aurigae
GM Aurigae (GM Aur / GCRV 55585 / CSI+30-04520 2) ye una estrella de la constelación d'Auriga que s'atopa a 457 años lluz del Sistema Solar.
De magnitú aparente +12,30, nun ye observable a simple vista.
GM Aurigae ye una estrella T Tauri bien nueva, que la so edá envalórase en namái 1 millón d'años, ya inda ta arrodiada pol so discu embrionariu de gas. Ye una estrella de tipu espectral K5, con una masa de 1,05 mases solares, polo que puede considerase una versión del Sol cuando se formó fai 4500 millones d'años.
Utilizando'l Telescopiu Espacial Spitzer de la NASA detectóse un claru con forma d'aníu nel discu circumestelar qu'arrodia a GM Aurigae, que dixebra un trupu discu esterior d'otru interior más tenue. La esplicación más vidable ye qu'un xigante gaseosu ta orbitando la estrella y que gravitatoriamente ta «barriendo» el gas qu'atopa, formando asina l'aníu vacíu. Si asitiar nel centru del Sistema Solar, el claru descubiertu estenderíase aprosimao dende la órbita de Xúpiter hasta la d'Uranu; ye dicir qu'ocupa'l mesmu llugar onde tán los planetes xigantes nel nuesu sistema. Los planetes terrestres interiores nun barreríen tantu material, de cuenta que nun seríen detectables pola ausencia de polvu.
El planeta en redol a GM Aurigae, GM Aurigae b, tendría 1,7 vegaes la masa de Xúpiter, con una órbita a 2,5 UA y un periodu orbital de 4 años.
GO Andromedae
GO Andromedae (GO And / HD 4778 / HR 234) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda. De magnitú aparente media +6,13, alcuéntrase a 296 años lluz de distancia del Sistema Solar.
GO Andromedae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0p, onde la «p» indica que ye una estrella peculiar, nel sentíu de qu'el so conteníu superficial en metales ye anómala. Ye una estrella con llinies débiles d'heliu y con llinies fuertes de cromu, estronciu y europiu.
Tien una temperatura efectivo de 9977 K y una lluminosidá 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una masa de 2,29 mases solares, la so edá envalórase en namái 182 millones d'años.
El so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 42 km/s.
GO Andromedae ta catalogada como una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya 0,03 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 2,156 díes. Alioth (ε Ursae Majoris) ye la más brillosa d'esta clase de variables.
Gomeisa
Gomeisa (β Canis Minoris / β CMi / 3 Canis Minoris) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación del Can Menor, detrás de Procyon (α Canis Minoris). De magnitú aparente +2,89, alcuéntrase a 170 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Gomeisa provién del árabe "al-ghumaisa" y significa «la del güeyu legañoso» o «la que llora». La hestoria referir a una hermana que llora al quedar tras cuando Canopo y Siriu cuerren al sur pa salvar les sos vides.
Gomeisa ye una estrella caliente blancu-azulada de tipu espectral B8Ve, con una temperatura efectivo de 11.500 K. Unes 250 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so diámetru ye cuatro veces mayor que la solar. Como otres estrelles allegaes, Gomeisa tien una elevada velocidá de rotación, de siquier 250 km/s, 125 vegaes mayor que la del Sol. Cuidao que podemos tar mirando más escontra los polos de la estrella qu'escontra'l so ecuador, la velocidá puede ser bastante mayor. Les estrelles que la so temperatura ye cimera a 6500 K, como ye'l casu de Gomeisa, roten bien apriesa, ente que les estrelles que la so temperatura ye inferior, como'l Sol, roten muncho más adulces. Nesti últimu casu, la esistencia d'un campu magnéticu fai que la velocidá de rotación vaya menguando col tiempu.
La rápida rotación xenera un discu de materia en redol a la estrella qu'emite radiación, tando clasificada como una estrella Be, al igual que γ Cassiopeiae o Alcíone (η Tauri). El diámetru del discu —que'l so tamañu pudo ser midíu directamente— ye casi cuatro veces mayor qu'el de la estrella. Al igual que Nunki (σ Sagittarii) o Adhara (ε Canis Majoris), ta arrodiada per una fina nube de gas y polvu interestelar calecida pola radiación qu'emite la estrella.
Gomeisa ye una estrella llixeramente variable del tipu Gamma Cassiopeiae. El so rellumu varia ente magnitú +2,84 y +2,92.
Gorgonea Quarta
Gorgonea Quarta (ω Persei / 28 Persei) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +4,61.
El so nome provién de la mitoloxía griega, refiriéndose a les gorgonas rellacionaes col héroe Perséu. Y anque les gorgonas namái yeren trés, na constelación hai cuatro estrelles con esti nome: Gorgonea Prima (β Persei) —más conocida como Algol—, Gorgonea Secunda (π Persei), Gorgonea Tertia (ρ Persei) y Gorgonea Quarta. 
Gorgonea Quarta ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III.
Tien una temperatura efectivo de 4603 K y ye 148 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 1,94 ± 0,02 milisegundos d'arcu.
Cuidao que Gorgonea Quarta alcuéntrase a 288 años lluz del Sistema Solar, puede evaluase el so diámetru real, resultando ser ésti 18,4 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,6 km/s.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la solar ([Fe/H] = -0,10).
Gorgonea Quarta tien una compañera visual a una separación de 177 segundos d'arcu.
Gorgonea Tertia
Gorgonea Tertia (ρ Persei / ρ Per / 25 Persei) ye una estrella na constelación de Perséu. El so nome provién de la mitoloxía griega, refiriéndose a les gorgonas rellacionaes col héroe Perséu. Y anque les gorgonas namái yeren trés, na constelación atópense Gorgonea Prima —Algol (β Persei), que representa la cabeza d'Aguamala—, Gorgonea Secunda (π Persei) y Gorgonea Quarta (ω Persei), al pie de Gorgonea Tertia. Los cuatro estrelles nun tienen nenguna rellación ente sigo fora del ámbitu mitolóxicu.
Asitiada a 317 años lluz del Sistema Solar, Gorgonea Tertia ye una fría xigante colorada lluminosa de tipu espectral M4II con una temperatura efectivo de 3460 K. El so diámetru ye unes 164 vegaes mayor qu'el del Sol. Teniendo en cuenta una importante cantidá d'enerxía emitida nel infrarroxu, la so lluminosidá ye 3470 vegaes superior a la solar. Con una masa de 3 mases solares, la so edá envalórase en 440 millones d'años; tien un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu y tópase nuna de les últimes fases de la so evolución estelar enantes de convertise nuna nana blanca.
Amás ye una estrella variable semirregular del tipu de μ Cephei, variando'l so magnitú aparente ente +3,3 y +4,0 en ciclos de 50 y 1100 díes.
GP Cephei
GP Cephei (GP Cep / HD 211853 / HIP 110154 / WR 153ab) ye un sistema estelar na constelación de Cefeo de magnitú aparente +9,03.
Alcuéntrase a 2750 pársecs —8970 años lluz— del Sistema Solar.
GP Cephei ye un sistema cuádruple compuestu por dos sistemes binarios.
El par principal —GP Cephei Aa/Ab— tien un periodu orbital de 6,6884 díes y consta d'una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN6 al pie de una superxigante azul de tipu O6I.
Les estrelles de Wolf-Rayet —de les qu'apenes hai 300 catalogaes en nuesa galaxa— constitúin una etapa normal na evolución d'estrelles bien masives, y na so espectru reparar llinies d'emisión intenses de heliu y nitróxenu.
La estrella de Wolf-Rayet de GP Cephei, como ye característicu d'esta clase d'estrelles, tien una temperatura efectivo bien elevada —37.660 K— y relluma con una lluminosidá 29.650 vegaes superior a la del Sol.
La so masa ye aprosimao 15 o 16 vegaes mayor que la masa solar anque pierde masa estelar a un ritmu entendíu ente 0,8 y 3 × 10 mases solares per añu.
Pela so parte, la componente azul tien una temperatura averada de 20.650 K.
Ye 15.170 vegaes más lluminosa qu'el Sol y 24 vegaes más masiva qu'ésti.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so rellumu mengua 0,11 magnitúes mientres el eclís.
La otra binaria del sistema, GP Cephei Ba/Bb, ta constituyida por una superxigante blancu-azulada de tipu B0I y una componente B1V-III.
D'últimes hai de solliñar que GP Cephei ye considerada una estrella fuxitiva, yá que se mueve al traviés del espaciu con una velocidá inusitadamente alta en rellación al mediu interestelar circundante.
GQ Lupi
GQ Lupi (GQ Lup) ye una estrella de magnitú aparente +11,4 na constelación de Lupus. Alcuéntrase a unos 460 años lluz del Sistema Solar.
GQ Lupi ye una estrella variable T Tauri de tipu espectral K7V alcontrada na nube molecular Lupus-1, una rexón de formación d'estrelles a unos 400 - 500 años lluz de distancia.
Ye una estrella bien nueva, inda arrodiada por un discu circumestelar, que la so edá envalórase ente 100.000 y 2 millones d'años.
Amuesa claros signos de acreción pola presencia de perfiles P Cygni inversos nes principales llinies d'emisión del so espectru.
A partir del fluxu fotosférico de GQ Lupi púdose evaluar el so radiu, siendo ésti 1,8 ± 0,3 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Asumiendo una temperatura efectivo de 4060 K, la so lluminosidá ye un 20% inferior a la del Sol.
Los modelos de evolución estelar indiquen que la so masa equival al 80% de la masa solar.
La velocidá de rotación proyeutada de GQ Lupi ye de 6,5 km/s y el so periodu de rotación ye de 10,7 ± 1,6 díes.
En 2005 llogróse una imaxe d'una compañera, denominada GQ Lupi b, a 0,73 segundos d'arcu al oeste de GQ Lupi, llograda col telescopiu VLT de la ESO en Paranal, Chile. Los distintos modelos teóricos predicen una masa pa GQ Lupi b ente 1 y 42 vegaes la masa de Xúpiter, polo que nun se puede saber si ye un xigante gaseosu o una nana marrón, anque la so masa más probable ye ente dos y tres veces la masa de Xúpiter. Si fora un planeta, sería'l primeru del que se llogró una imaxe directa, anque 2M1207b podría aposta-y la primacía. El so tipu espectral bazcuya ente M9 y L4, lo qu'indica una temperatura d'ente 1.600 y 2.500 K. En mayu de 2005, la Unión Astronómica Internacional describía a GQ Lupi b como "una compañera de posible masa planetario d'una estrella nueva". Ye 250 vegaes menos lluminosa que la estrella principal, y alcuéntrase a unes 100 UA d'ella.
GR Virginis
GR Virginis (GR Vir / HD 129903 / HIP 72138) ye una estrella variable na constelación de Virgu asitiada a 1,25º de Rijl al Awwa (μ Virginis), casi na llende con Llibra. Afayóse por Strohmeier et al. en 1965 y independientemente por Harris en 1979. Alcuéntrase a 173 años lluz de distancia del Sistema Solar.
GR Virginis ye una binaria de contactu, esto ye, los sos componentes tán tan cerca ente sigo qu'esiste tresferencia de masa y comparten les capes esteriores («binaria de sobrecontacto»). GR Virginis tien amás un altu grau de sobrecontacto (78,6%). Ye una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +7,80 y +8,25 nun periodu de 0,4198 díes. Dientro d'esta clase de variables pertenez al subtipo-A. El so periodu mengua a razón d'a razón de 4,32 × 10 díes per añu. Esti amenorgamientu va faer que los lóbulos de Roche críticos interiores y esteriores vaigan amenorgándose, faciendo que la capa esterior compartida sía cada vegada más fonda, pa finalmente formar una única estrella con una gran velocidá de rotación.
El tipu espectral de GR Virginis ye G0V. Ye una de les variables W Ursae Majoris onde la rellación ente les mases de dambes componentes ye menor ("q" = 0,122). Les mases respectives son 1,36 y 0,17 vegaes la masa solar y los radios 1,42 y 0,61 vegaes el radiu solar.
Groombridge 1618
Groombridge 1618 (GJ 380) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +6,61.
Groombridge 1618 alcuéntrase a namái 15,89 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Alcuéntrase al suroeste de Merak (β Ursae Majoris), al norte de Tania Australis (μ Ursae Majoris) y al este de Talitha Borealis (ι Ursae Majoris). Catalogada por Stephen Groombridge na década de 1830, el so movimientu propiu alto convertir nuna de les primeres estrelles na cual midióse la so paralax (1884).
El sistema estelar más cercanu a Groombridge 1618 ye Gliese 412, a 3,1 años lluz. Sígenlu Struve 2398 a 5,2 años lluz, GJ 1116 a 7,3 años lluz, y AD Leonis a 8,1 años lluz.
Groombridge 1618 ye una nana naranxa de la secuencia principal de tipu espectral K8V, tamién catalogada como K7V.
Tien una temperatura efectivo de 3947 ± 12 K y un radiu equivalente al 65% del radiu solar.
Con una masa envalorada en redol al 64% de la del Sol, tien una lluminosidá de namá'l 4,6% de la lluminosidá solar.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— paez ser similar a la del Sol ([Fe/H] = -0,03).
Groombridge 1618 ye una estrella acandilante, reparándose que la so cromosfera ye activa y que tien manches comparables a les manches solares. Ye más lluminosa y caliente qu'otres estrelles acandilantes, típicamente nanes coloraes, pero'l so nivel d'actividá ye menor.
El so estatus d'estrella acandilante y la so velocidá de rotación, ente 1,7 y 2,1 km/s, suxuren que ten de ser una estrella nueva con una edá de daqué más de 1000 millones d'años.
Sicasí, la so edá envalorada per aciu xirocronoloxía ye sensiblemente menor, en redol a los 200 millones d'años.
Groombridge 1830
Groombridge 1830 (CF Ursae Majoris / GJ 451) ye una estrella subenana mariellu-naranxa na constelación del sietestrellu, asitiada al nordés de Alula Borealis (ν Ursae Majoris) y Alula Australis (ξ Ursae Majoris). Alcuéntrase a 29,7 años lluz de distancia del Sistema Solar. Foi catalogada por Stephen Groombridge na década de 1830 y el so altu movimientu propiu foi señaláu por Friedrich Wilhelm Argelander en 1842.
Como correspuende a una estrella subenana, Groombridge 1830 ye especialmente tenue pa la so tipu espectral (G8). Con una masa 0,6 de mases solares y un radiu de 0,64 radios solares, la so lluminosidá apenes supón el 19% de la del Sol.
Al igual que la Estrella de Kapteyn ye una estrella del halo galácticu; éstes apenes suponen ente'l 0,1 y el 0,2% de les estrelles más próximes al Sol.
Dempués de la Estrella de Barnard y de la citada Estrella de Kapteyn, Groombridge 1830 ye la estrella que tien un movimientu propiu más altu. Al tar considerablemente más llueñe que dambes significa que la so velocidá tresversal ye mayor. Ello ye que ye'l Sol el que sigue'l movimientu de rotación de la galaxa alredor del centru de la Vía Lláctea; les estrelles de halo, como Goombridge 1830, nun participen d'esti movimientu, permaneciendo «quietes» y paeciendo que se mueven en dirección retrógrada a gran velocidá.
Al igual qu'otres estrelles de halo, presenta una metalicidá baxa, ente'l 3 y el 10% de la del Sol. Suelen ser estrelles bien antigües, y l'edá de Groombridge 1830 puede superar los 10.000 millones d'años.
Per otra parte, reparáronse fogarales en Groombridge 1830, primeramente atribuyíes a una estrella acandilante acompañante. Anguaño atribúyense a la mesma estrella, que paez tar sola: corresponderíen a un tipu d'erupciones reparaes n'estrelles del tipu espectral F8 a G8, llamaes «superllamaradas», por ser muncho más intenses que les erupciones solares. Esti tipu de fogarales reparáronse n'estrelles análogues como κ Ceti y π Ursae Majoris.
Groombridge 34
Groombridge 34 o Gliese 15 (GJ 15 AB / HD 1326 AB) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda asitiáu al noroeste de la Galaxa d'Andrómeda (M31), a 11,6 años lluz de distancia del Sistema Solar. Incluyóse nel Catálogu d'Estrelles Circumpolares» de Stephen Groombridge publicáu en 1838, pero'l so gran movimientu propiu nun foi descubiertu y midíu hasta 1860.
Groombridge 34 ye una estrella binaria formada por dos nanes coloraes con una separación media ente elles de 147 UA. Muévese nuna órbita circular con un periodu orbital d'aprosimao 2600 años. Dambes son estrelles acandilantes, polo que Groombrige 34 A recibe la denominación de GX Andromedae y Groombridge 34 B la de GQ Andromedae.
Groombridge 34 A (Gliese 15 A / HD 1326 A / LHS 3), de magnitú aparente +8,09, ye una estrella de tipu espectral M1.5Vne con una masa de 0,49 mases solares y un radiu de 0,34 radios solares. La so lluminosidá equival a un 0,64% de la lluminosidá solar. Groombridge 34 B (Gliese 15 B / HD 1326 B / LHS 4) ye más pequeña y tenue: la so masa ye de 0,16 mases solares y el so radiu de 0,19 radios solares, siendo 15 vegaes menos lluminosa que la so compañera. Les estrelles que s'atopen más próximes a esti sistema son Ross 248, a namái 1,8 años lluz, el sistema estelar Kruger 60 a 4,9 años lluz, y EV Lacertae a 6,2 años lluz.
Grumium
Grumium (ξ Draconis / ξ Dra / 32 Draconis) ye una estrella na constelación de Draco de magnitú +3,74. L'orixe del nome nun ye claro, pudiendo provenir d'una palabra en llatín que significa «el focico del gochu»; güei, la estrella asitiar nel quexal del dragón, anque se piensa que nes primeres representaciones de la figura señalaba la llingua.
Tamién foi llamada Genam —nome utilizáu por Johann Bayer— y Nodus I.
Asitiada a 111 años lluz de distancia del Sistema Solar, Grumium ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III. con una temperatura efectivo de 4472 K.
El so radiu ye 11,5 vegaes más grande qu'el del Sol —cifra llograda a partir del valor del so diámetru angular, 3,13 milisegundos d'arcu— y la so lluminosidá ye 53 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Estos valores, modestos tratándose d'una estrella xigante, son comparables a los de Pólux (β Geminorum) o Wazn (β Columbae), pero queden llueñe de los d'Arturu (α Bootis).
Presenta una metalicidá daqué inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,11).
Con una masa de 1,5 mases solares, Grumium tien una edá averada de 3000 millones d'años y piénsase qu'abandonó la secuencia principal apocayá, fai namái 160 millones d'años, polo que ta aumentando en lluminosidá con un nucleu inerte de heliu.
GU Bootis
GU Bootis (GU Boo / GSC 02566-00776) ye una estrella variable de magnitú aparente media +13,1.
Ye una binaria eclipsante que les sos componentes son estrelles de baxa masa; nun son munchos los sistemes conocíos d'estes carauterístiques —YY Geminorum, nel sistema Cástor, ye l'exemplu más notable—, siendo GU Bootis unu de los meyor estudiaos.
Alcuéntrase naconstelación de Boötes a 434 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes de GU Bootis son nanes coloraes.
Anque similares, nun son idéntiques; la estrella principal tien tipu espectral M1V y 3920 K de temperatura efectivo. El so radiu equival al 63% del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 65 km/s.
Relluma con una lluminosidá igual al 8,2% de la lluminosidá solar y tien una masa de 0,61 mases solares.
La componente secundaria tien una masa igual al 60% de la del Sol y el so diámetru ye un 62% del d'ésti, rotando a una velocidá de siquier 58 km/s.
Con una temperatura de 3810 K, la so lluminosidá asitiar ente'l 82 y el 85% de la que tien la so compañera.
El sistema tien una lluminosidá en rayos X de 2,93 ± 0,2 erg/s, asemeyáu a la de YY Geminorum, y la so edá envalórase en 1000 millones d'años.
El so periodu orbital ye de 0,48873 díes (11 hores, 44 minutos y 46 segundos) y mientres el eclís el rellumu aparra 0,60 magnitúes.
GX Geminorum
GX Geminorum (GX Gem / HD 263139) ye una estrella variable na constelación de Xéminis asitiada a unos 2180 años lluz del Sistema Solar.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +10,90 y +11,50.
GX Geminorum ye una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles blancu-marielles de tipu F7V.
Dambes son bien asemeyaes, con temperatures efectives de 6195 K pa la componente principal y 6165 K pa la secundaria.
La primera ye un 49% más masiva qu'el Sol y tien un radiu de 2,33 radios solares.
Relluma con una lluminosidá 7,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, dientro de la evolución estelar, ta abandonando la secuencia principal.
El so acompañante tien una masa de 1,47 mases solares y el so radiu ye 2,24 vegaes más grande qu'el del Sol.
Dambes xiren sobre sigo mesmes con una velocidá de rotación proyeutada de 29 km/s.
La metalicidá d'esta binaria ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,10) y la so edá envalórase ente 2500 y 2750 millones d'años.
Anque primeramente pensóse qu'el periodu orbital del sistema yera de 1,35 díes, güei considérase qu'el so verdaderu periodu ye de 4,04 díes.
El semiexe mayor de la órbita ye de 15,3 radios solares o 0,07 UA.
Nel eclís principal el rellumu de la estrella aparra 0,60 magnitúes ente que nel secundariu l'amenorgamientu de rellumu ye de 0,40 magnitúes. 
GY Andromedae
GY Andromedae (GY And / HD 9996 / HR 465) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda que'l so rellumu varia ente magnitú +6,27 y +6,41. Alcuéntrase a 455 años lluz de distancia del Sistema Solar.
GY Andromedae ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p con una temperatura efectivo de 10.280 K. La so lluminosidá ye 50 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una masa de 2,5 mases solares. Ye una estrella químicamente peculiar y una estrella variable Alfa2 Canum Venaticorum, con llinies especialmente fuertes de dalgunos elementos químicos nel so espectru d'emisión. Destaca la presencia de promecio, elementu bien pocu habitual y radiactivu, siendo esta característica única nuna estrella. La detección d'esti elementu resulta sorprendente, yá que inclusive'l isótopu de promecio más estable tien una vida media d'apenes 17,7 años, lo que paez indicar qu'hai de ser creáu de cutio. Coles mesmes, reparóse qu'el campu magnéticu estelar varia con un periodu de 23,3 años.
GY Andromedae ye tamién una estrella binaria espectroscópica con un periodu de casi 273 díes, siendo la escentricidá de la órbita ε = 0,47.
GZ Leonis
GZ Leonis (GZ Lleo / HD 95559 / HIP 53923) ye una estrella na constelación de Lleo. La so magnitú aparente ye +8,83 y alcuéntrase a 177 años lluz del Sistema Solar.
GZ Leonis ye una estrella binaria cercana onde los dos componentes, dambes nanes naranxes de tipu espectral K0V, tán bien próximes ente sigo.
Son estrelles prácticamente idéntiques, con una temperatura superficial de 5250 K y una masa averada de 0,8 mases solares.
El so radiu ye 80% ~ del radiu solar y, por cuenta de la fuerte atracción gravitatoria, dambes estrelles roten rápido con una velocidá de rotación proyeutada de 26 km/s, más de 10 vegaes más apriesa que'l Sol; amás, presenten rotación síncrona, esto ye, amuesen siempres el mesmu hemisferiu la una a la otra.
El periodu orbital d'esta binaria ye de namái 36,67 hores y la órbita ye prácticamente circular (ε = 0,0073).
El sistema amuesa intensa actividá cromosférica y ta catalogáu como variable RS Canum Venaticorum. El so rellumu fluctúa ente magnitú +8,83 y +8,95 nun periodu prácticamente igual al periodu orbital (36,64 hores).
Nestes variables los cambeos de rellumu suelen ser debíos a manches estelares análogues a les del Sol pero de dimensiones enforma mayores; TZ Trianguli ye un brillosu exemplu d'esta clase d'estrelles.
GZ Velorum
GZ Velorum (GZ Vel / HD 89682 / HR 4063 / HIP 50555) ye una estrella variable na constelación de Vela, la vela del Argo Navis.
De magnitú aparente media +4,58, ta aprosimao a 1830 años lluz de distancia del Sistema Solar.
GZ Velorum ye una xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K3II.
Tien una temperatura superficial de 4140 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida nel infrarroxu— 9240 vegaes mayor que la del Sol.
La midida del so diámetru angular correxida pol escurecimientu de llimbu —3,17 ± 0,04 milisegundos d'arcu— dexa envalorar de forma averada el so radiu, dada la incertidume na distancia a la que s'atopa.
Asina, el so radiu ye unes 191 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 0,89 UA; si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estenderíase casi hasta la órbita de la Tierra.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,4) y presenta un conteníu baxo de litiu.
Tien una masa averada 7,9 vegaes mayor que la masa solar.
GZ Velorum ye una variable irregular de tipu LC, ente les que se cunten ο Canis Majoris y Suhail (λ Velorum), esta postrera tamién na constelación de Vela.
El rellumu de GZ Velorum, en banda R, varia ente magnitú +3,43 y +3,81, nun esistiendo periodu conocíu.
Hadar (estrella)
Hadar o Agena (Beta Centauri / β Cen) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Centaurus y la del firmamentu. La so magnitú aparente ye +0,60.
El nome de Hadar ye d'orixe árabe y el so significáu ye inciertu; pa dellos autores significa «suelu». L'otru nome de la estrella, Agena, provién del llatín y significa «la rodía (del centauru)». El nome de "Wazn", del árabe «pesu», paez que s'utilizó pa designar a Alfa y Beta Centauri, según a estrelles de les constelaciones de Columba y Canis Major; na actualidá ye'l nome habitual de la estrella δ Canis Majoris.
Asitiada a una distancia ente 350 y 392 años lluz de distancia, Hadar figura clasificada nos catálogos como una xigante blancu-azulada de magnitú absoluta -5,42, intrínsecamente muncho más lluminosa que Alfa Centauri pero 90 vegaes más alloñada qu'ésta. En 1935, Joan Voûte afayó que Hadar ye una estrella doble, asignándo-y l'identificador VOU 31. La estrella más tenue del par, Hadar B, tien tipu espectral B8 y magnitú 4, tando dixebrada de la estrella primaria siquier 120 unidaes astronómiques (ua).
El so periodu orbital ye igual o superior a 225 años.
La estrella principal, Hadar A, ye, de la mesma una binaria espectroscópica, siendo dambes componentes casi idéntiques y de tipu espectral B1 o B2. Con un periodu orbital de 357 díes, la órbita ye bien escéntrica, faciendo que la separación ente dambes varie ente 0,53 y 5,5 ua; la mínima separación tuvo llugar en febreru de 2000.
La velocidá de rotación midida —igual o mayor de 140 km/s—, xuntu col so diámetru —9 vegaes el del Sol—, dan como resultáu un periodu de rotación inferior a 3 díes pa una de les estrelles siquier. 
De la mesma, una o les dos estrelles son variables del tipu Beta Cephei con dos periodos de 3,2 y 5,3 hores.
La proximidá ente les dos estrelles fai que sían una fonte de rayos X, por cuenta de la esistencia de vientos estelares que la so temperatura algama los 2 millones de K.
Caúna tien una masa de 14,7 mases solares —anque otru estudiu señala mases inferiores de 10,7 y 10,3 mases solares—, y piénsase qu'en realidá nun son xigantes sinón estrelles qu'entá funden hidróxenu en heliu, anque probablemente quéde-yos pocu tiempu enantes de abanadonar la secuencia principal.
Darréu van espandise en xigantes coloraes y con seguridá la evolución de caúna d'elles va afectar fondamente a la otra.
Hamal
Hamal o Hemal (Alfa Arietis / α Ari / 13 Arietis / HD 12929) ye la estrella más brillosa de la constelación d'Aries, con magnitú aparente +2,00.
Hamal (حمال) ye un apellativu árabe que significa «carneru», utilizáu nesta cultura pa designar a la constelación completa.
Hamal ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III o K2IIICa (onde «Ca» indica la presencia de llinies de calciu nel so espectru d'emisión).
Incluyendo la radiación infrarroxo qu'emite, relluma con una lluminosidá 90 vegaes mayor que la del Sol, siendo la so temperatura superficial de 4590 K.
El so metalicidá ye namá'l 60% del valor solar, y la so masa aprosimao dobla la del Sol.
El so diámetru, como correspuende a una estrella xigante, ye 14,7 vegaes más grande que la solar; esti valor llograr a partir de la midida precisa del so diámetru angular, 0,00680 segundos d'arcu. Por cuenta del so gran tamañu y relativa cercanía, ye una de les poques estrelles a les que se-yos pudo reparar l'efectu del escurecimientu de llimbu.
Paez ser llixeramente variable, con oscilaciones nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
Alcuéntrase a 66 años lluz del Sistema Solar.
En 2011 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, llamáu Alfa Arietis b, alredor de Hamal.
Tien una masa mínimo equivalente a 1,8 vegaes la masa de Xúpiter y el semiexe mayor del so órbita ye de 1,2 UA.
Hassaleh
Hassaleh (ι Aurigae / ι Aur / 3 Aurigae) ye una estrella de magnitú aparente +2,69, la cuarta más brillosa na constelación d'Auriga dempués de Capella (α Aurigae), Menkalinan (β Aurigae) y θ Aurigae. Tamién recibe los nomes de Al Kab y Kabdhilinan, dambos d'orixe árabe, y en chinu ye conocida como 五車一, «la Primer Estrella de los Cinco Carros». Ta asitiada a 512 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral K3II, Hassaleh ye una xigante lluminosa de color anaranxáu con una temperatura superficial de 4390 K y una lluminosidá 5400 vegaes mayor que la solar. El so diámetru, calculáu a partir d'estos parámetros, ye 128 vegaes más grande qu'el del Sol —equivalente a 0,6 UA—, valor daqué mayor que'l llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular, igual a 106 radios solares.
Con una masa de 7 o 9 mases solares —el valor exautu depende del estáu evolutivu nel que s'atope— nel so interior probablemente produzse la fusión de heliu en carbonu. La so edá ta entendida ente 30 y 45 millones d'años y ta na llende de masa p'acabar los sos díes como una supernova o como una nana blanca masiva. Coles mesmes ye una fonte emisora de rayos X, siendo una de les llamaes «estrelles de cromosfera híbrida», nes cualos una corona caliente coesiste con vientos fríos provenientes de la so superficie.
Hatysa
Hatsya (ι Ori / ι Orionis / 44 Orionis) ye una estrella de la constelación d'Orión, la octava más brillosa de la mesma y la más brillosa de les que conformen la espada d'Orión, con magnitú aparente +2,75. La estrella tamién ye conocida pol nome árabe Na’dir al Saif, que significa precisamente «la brillosa de la espada».
Asitiada a una incierta distancia de 1300 años lluz —pero que puede aportar a d'hasta 2000 años lluz—, Hatysa ye una xigante azul de tipu espectral O9III bien caliente. Con una temperatura efectivo de 31.500 K, ye más de 25.000 K más caliente qu'el Sol. 
Hatysa ye, amás, una binaria espectroscópica. Al pie de la xigante azul, con un periodu orbital de namái 29 díes, muévese una estrella blancu-azulada de tipu B1 nuna órbita bien escéntrica que fai que la separación ente les dos estrelles bazcuye ente 0,11 y 0,8 UA. La gran escentricidá del sistema puede esplicase en base a dos estrelles fuxitives de tipu espectral casi idénticu, AE Aurigae y μ Columbae. El cálculu de les trayectories de les estrelles suxure que fai 2,5 millones d'años, un alcuentru próximu ente dos sistemes binarios resultó na espulsión a gran velocidá de dos de les estrelles —AE Aurigae y μ Columbae— ente que les otres dos consiguieron permanecer xuníes nuna órbita bien escéntrica —Hatysa—.
Otres dos estrelles muncho más alloñaes, a 50 y 11 segundos d'arcu, completen el sistema estelar de Hatsya.
HD 100623
HD 100623 (HR 4458 / HIP 56452) ye una estrella asitiada na constelación d'Hidra al sur de ξ Hydrae, al oeste de β Hydrae y sureste de χ Hydrae. Alcuéntrase a 31,1 años lluz del Sistema Solar. Les estrelles más cercanes a HD 100623 son Gliese 433, a 1,7 años lluz, y el sistema HR 4523, a 4,4 años lluz.
HD 100623 ye una sistema binariu compuestu por una nana naranxa de magnitú aparente +5,98, GJ 432 A (LHS 308), y una nana blanca de magnitú 15, GJ 432 B (LHS 309 / WD 1132-325).
GJ 432 A tien tipu espectral K0V y una temperatura efectivo de 5121 K.
Tien una masa de 0,81 mases solares y el so radiu ye un 26% más pequeñu qu'el del Sol.
Xira sobre sí acorica con una velocidá de rotación proyeutada de 0,7 km/s.
Tien el 36% de la lluminosidá solar y el so metalicidá ye considerablemente más baxa que la del Sol, en redol al 37% de la mesma.
GJ 432 B ye una nana blanca de tipu DC. Dada la proximidá de la so compañera, nun se pudo determinar con exactitú la so temperatura efectivo, pero sía que non ye inferior a 6300 K.
El semiexe mayor ente los dos componentes ye de 16,3 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación ente elles de 80,5 UA. 
HD 101364
HD 101364 (HIP 56948) ye una estrella na constelación del Dragón de magnitú aparente +8,70. Alcuéntrase na rexón esti de la constelación, 52 minutos d'arcu al oeste de Giausar (λ Draconis). Ta asitiada a 212 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
HD 101364 ye una nana mariella de tipu espectral G5 según consta na base de datos SIMBAD. Les sos carauterístiques físiques según la so composición química, prácticamente iguales a les del Sol, convertir probablemente nel ximielgu solar más cercanu a la nuesa estrella. Con una temperatura apenes 5 K cimeru a la solar, tien una masa igual a la del Sol, magar la so lluminosidá ye un 15% mayor que la lluminosidá solar. Paez tener más edá que'l Sol, con unos 1200 millones d'años más d'antigüedá. El so índiz de metalicidá, qu'espresa la bayura relativa de fierro, ye aprosimao igual al del Sol.
La velocidá espacial galáctica y los parámetros orbitales amuesen que, al igual que'l Sol, HD 101364 mover nuna órbita de baxa escentricidá (ε < 0,1) cerca del planu galácticu, a una distancia del centru de la galaxa d'aprosimao 8 kiloparsecs. Poro, tien una probabilidá de casi'l 100% de ser una estrella del discu finu. Amás, la distancia máxima al planu galácticu ye de namái unos 50 parsecs.
Les carauterístiques señalaes enantes son compartíes por otros ximielgos solares tales como 18 Scorpii y HD 98618, estrelles que sicasí, amuesen un conteníu en litiu claramente cimeru al del Sol. Ello ye que el Sol paez tar emprobecíu en litiu nun factor de 10 frente a otres estrelles de discu asemeyaos.
A diferencia d'otros ximielgos solares, el conteníu en litiu de HD 101364 ye bien próximu a la solar. Anque nun se conoz bien la causa de qu'estrelles tan similares puedan tener conteníos de litiu tan distintos, paez que la masa y l'edá tán rellacionaes col conteníu d'esti elementu. Los ximielgos solares que la so masa ye mayor (≈ 3 - 4% más masivos) tán menos aprobetaos en litiu, polo que se suxurió qu'esti amenorgamientu puede depender exponencialmente de la masa. L'otru enclín aparente ye que la bayura de litiu nos ximielgos solares paez tar correlacionada cola edá; el conteníu de litiu escai 0,1 ~ dex per cada medría de 350 millones d'años na edá.
HD 10180
HD 10180 ye una estrella análoga solar que los científicos creen que siquier tien siete planetes, y posiblemente hasta nueve. Convirtiéndolo nel sistema exoplanetario con más planetes hasta agora descubiertu. Superando a Kepler-11, 55 Cancri y al propiu Sistema solar. Ta a 127 años lluz de distancia, na constelación meridional de Hydrus. La masa y la metalicidá de HD 10180 son del 6% y el 20% mayores que los valores del Sol. 
El sistema contién cinco planetes del tamañu de Neptunu (con mases mínimes ente 12 y 25 vegaes la de la Tierra y probabilidaes de detección falses inferiores al 0'1%) nos radios orbitales de 0'06, 0'13, 0'27, 0'49 y 1'42 UA.
Amás, esiste un planeta del tamañu asemeyáu a la tierra alcontráu a 0'02 UA (la masa mínimo ye de 1'4 vegaes la de Tierra; probabilidá de detección falsa de 1'4%). 
Darréu añediríase un planeta del tamañu de Saturnu a una distancia de 3'4 UA (la masa mínimo ye de 65 vegaes la de la Tierra, refundiándose una probabilidá de falsa detección del 0.6%) consideráu como confirmáu por EPE.
Les ratios averaos de los periodos de les órbites axacentes son (dende l'interior escontra l'esterior) de 1:5, 1:3, 1:3, 2:5, 1:5 y 3:11.
Los planetes fueron detectaos per aciu el espectrógrafu HARPS usando la velocidá radial, conjuntamente col telescopiu de 3'6 m del ESO, nel observatoriu de La Siella, Chile. Cuidao que la enclín de les órbites de los planetes nun se conoz, namái pueden conocese anguaño les mases mínimes planetaries.
El sistema HD 10180.
HD 102195
HD 102195 (HIP 57370 / SAO 119033 / GC 16129) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +8,06 que s'atopa a 94,5 años lluz del Sistema Solar. En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 102195 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V, una estrella que al igual qu'el Sol llogra la so enerxía de la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Más fría que'l Sol, la so temperatura efectivo ye de 5290 K, siendo'l so lluminosidá aprosimao la metá que la lluminosidá solar. El so radiu ye un 84% del radiu solar con una masa equivalente al 93% de la masa del Sol. El so metalicidá ye similar a la del Sol.
HD 102195 paez ser daqué más nuevu que'l Sol, envalorándose la so edá en 2400 ± 1800 millones d'años, frente a los 4600 millones d'años d'edá de la nuesa estrella. Ye una estrella variable con una amplitú de 0,015 magnitúes y un periodu de 12,3 ± 0,3 díes.
El planeta, denomináu ET-1 o HD 102195 b, foi'l primera planeta estrasolar descubiertu utilizando'l "Exoplanet Tracker" ("ET"), interferómetro de retrasu fixu tremáu. Tien una masa mínimo de 0,49 vegaes la masa de Xúpiter y xira nuna órbita a 0,049 UA de la estrella. Trátase d'un planeta del tipu «Xúpiter caliente», con una temperatura envalorada d'unos 827 C, que'l so periodu orbital ye de 4,11 díes.
HD 102272
HD 102272 (HIP 57428 / SAO 99784) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +8,71 alcontrada a 47 minutos d'arcu al este de Denébola (β Leonis). Alcuéntrase a una incierta distancia de 1200 ± 300 años lluz del Sistema Solar. Dende 2008 conozse la esistencia de dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 102272 ye una xigante naranxa de tipu espectral K0 con una temperatura efectivo de 4908 K. Tien un diámetru envaloráu 10 vegaes mayor qu'el del Sol —similar al d'otres conocíes xigantes naranxes como Pólux (β Geminorum) o Menkent (θ Centauri)—, siendo la so masa casi'l doble de la masa solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 3 ± 1 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación d'aprosimao 170 díes. El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye un 55% de la solar.
En 2008 anuncióse'l descubrimientu de dos planetes estrasolares n'órbita alredor de HD 102272. Ésti llevóse a cabu per aciu el métodu de velocidaes radiales utilizando'l Telescopiu Hobby-Eberly.
Los datos indiquen claramente la presencia d'un planeta internu, HD 102272 b, que se mueve nuna órbita bien pocu escéntrica (y = 0,05 ± 0,04) a una distancia media de 0,61 UA al respective de la estrella. El so periodu orbital ye de namái 127,6 díes, el más curtiu ente los planetes conocíos alredor d'estrelles xigantes a fecha de 2008. Otra manera, los datos disponibles son insuficientes pa calcular de forma inequívoca la órbita del segundu planeta.
HD 10307
HD 10307 (HR 483 / HIP 7918 / GJ 67) ye una estrella binaria de magnitú aparente +4,96 na constelación d'Andrómeda. Ta asitiada al oeste de Alamak (γ Andromedae), al sureste de Mirach (β Andromedae) y al nordés de Metallah (α Trianguli). Alcuéntrase a 41,2 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema, HD 10307 A, ye una nana mariella de tipu espectral G1.5V de masa y radio similares a los del Sol, pero con una lluminosidá un 40% mayor que la solar. Basada na bayura de fierro, el so metalicidá equival al 96% de la del Sol. Con una edá d'unos 5900 millones d'años, paez ser unos 1300 millones d'años más antigua que'l Sol. Estes carauterístiques físiques faen de HD 10307 A unu de los meyores candidatos p'allugar dalgún tipu de vida terrestre.
HD 10307 B, la componente secundaria, ye una nana colorada con una masa averada de 0,29 mases solares y una lluminosidá equivalente al 0,13% de la del Sol.
Cuidao que nun se conocen les mases de les componentes con exactitú, los parámetros orbitales del sistema son namái averaos. La órbita ye bien escéntrica (ε = 0,43), lo que provoca que la separación ente les dos estrelles varie ente 4,2 UA y 10,5 UA, siendo'l periodu orbital de 19,5 años. La estrella más cercana conocida al sistema HD 10307 ye υ Andromedae, asitiada a 3,0 años lluz.
Un mensaxe de METI foi unviáu a HD 10307 el 6 de xunetu de 2003. Foi tresmitíu dende'l radar más grande de Eurasia, el radar planetariu de 70 metros d'Eupatoria. El mensaxe, denomináu «Cosmic Call 2», va llegar a HD 10307 en septiembre de 2044.
HD 104304
HD 104304 (HR 4587 / HIP 58576 / GJ 454) ye una estrella de magnitú aparente +5,54 asitiada na constelación de Virgu.
Alcuéntrase a 42,1 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 104304 ye una subxigante de tipu espectral G8IV o K0IV.
Tien una temperatura superficial de 5366 K y nun amuesa actividá cromosférica.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de siquier 4,5 km/s.
El so conteníu metálico ye mayor qu'el del Sol, tando'l so índiz de metalicidá [Fe/H] entendíu ente +0,22 y +0,18.
Anque en 2007 dar a conocer la posible presencia d'un planeta alredor d'esta estrella, recién estudios indiquen que HD 104304 forma un sistema binariu con una nana colorada de tipu espectral M4V, que la so masa ye de 0,21 mases solares.
Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos, pero la meyor solución pa les observaciones realizaes nos últimos años supón un periodu orbital de 48,5 años y un enclín del planu orbital de 35º.
Felicidá órbita paez ser notablemente escéntrica (ε = 0,29) y la separación proyeutada ente les dos estrelles ye d'aprosimao 14 UA.
HD 104985
HD 104985 (HR 4609 / HIP 58952 / SAO 7500) ye una estrella asitiada na constelación de Camelopardalis, la xirafa, a 333 años lluz de distancia del Sistema Solar. De magnitú aparente +5,80, nun tien denominación de Bayer nin de Flamsteed, siendo conocida davezu pol so númberu de catálogu Henry Draper. En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
HD 104985 ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura de 4679 K. El so radiu ye 10,9 vegaes más grande qu'el radiu solar, comparable al de γ Piscium o Altais (δ Draconis) —xigantes similares más cercanes— y al de Xi Aquilae, estrella tamién asemeyada qu'alluga un sistema planetariu. HD 104985 relluma con una lluminosidá 58 vegaes mayor que la del Sol y el so metalicidá ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,35). La so masa ye llixeramente cimera a 2 mases solares y tien una edá envalorada de 870 millones d'años.
En 2003 afayóse un planeta estrasolar masivu, denomináu HD 104985 b, orbitando en redol a esta estrella. El planeta, con una masa mínimo 6,33 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a lo llargo d'una órbita casi circular a 0,78 UA de HD 104985, siendo el so periodu orbital de 198 díes.
HD 107146
HD 107146 ye una estrella nana mariella de tipu espectral G2V allugada a 88 años lluz de la Tierra. El so nome provién del númberu col qu'apaez nel catálogu Henry-Draper. Nel añu 2004 un grupu d'astrónomos detectó la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor siendo esta la primer vegada que s'alcuentra un discu d'esti tipu alredor d'una estrella de tipu espectral similar al nuesu Sol. La edá d'esti sistema podría tar entendida ente 80 y 200 millones d'años, con un valor más probable alredor de los 90 millones d'años. Esti discu trátase d'un discu d'escombros formáu por fragmentos d'impautos ente cuerpos yá formaos nun sistema estelar bien nuevu. El descubrimientu llevóse a cabu utilizando observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer. Otros discos circumestelares similares son l'atopáu alredor de la estrella Beta pictoris y de Vega.
HD 107148
HD 107148 (HIP 60081 / SAO 138714 / BD-02 3497) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +8,02, asitiada 3º al sur del ecuador celeste. Alcuéntrase a 167 años lluz de distancia del Sistema Solar. Dende 2006 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 107148 ye una estrella nana mariella de tipu espectral G5V con una temperatura efectivo de 5797 K. Tien una lluminosidá un 41% superior a la lluminosidá solar, siendo'l so conteníu relativo de fierro el doble que nel Sol ([Fe/H] = +0,31). El so radiu ye un 18% más grande qu'el radiu solar.
Igualmente, la so masa ye un 12% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 5600 millones d'años, polo que puede ser unos 1000 millones d'años más antigua que'l Sol.
Nun tien de confundir se cola estrella HD 108147, na constelación de Crux, que tamién alluga un planeta estrasolar.
El planeta, designáu HD 107148 b, ye un planeta xovianu con una masa mínimo equivalente al 70% de la de Saturnu. A diferencia de Saturnu, orbita muncho más próximu a la estrella, a namái un 26,9% de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol. Arriendes d'ello, tien un curtiu periodu orbital de namái 48 díes. La órbita ye pocu escéntrica (y = 0,05 ± 0,17).
HD 108147
HD 108147 (HIP 60644 / SAO 251899 / CD-63 757) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente +6,99.
Alcuéntrase a 126 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dende 2002 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 108147 ye una nana mariella de tipu espectral F8V o G0V que la so temperatura efectivo, 6067 K, ye unos 300 K cimeru a la del Sol.
Relluma con una lluminosidá un 87% mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 22% más grande qu'el radiu solar,
siendo la so velocidá de rotación de siquier 5,3 km/s.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— más elevada que la solar nun 60% ([Fe/H] = +0,2). 
La so masa ye un 27% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 1980 millones d'años, daqué menos de la metá de la edá del Sol.
Nun tien de confundir se esta estrella con HD 107148, na constelación de Virgu, que tamién alluga un planeta estrasolar.
El planeta estrasolar descubiertu en 2002, denomináu HD 108147 b, tien una masa mínimo equivalente al 40% de la de Xúpiter. Orbita mui cerca de la estrella, a namái un 10,4% de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol. Arriendes d'ello, tien un curtiu periodu orbital de 10,9 díes. A pesar de tar tan próximu a la estrella, la so órbita ye considerablemente escéntrica (ε ~ 0,50).
HD 109930
HD 109930 (HIP 61687 / G 13-50 / NLTT 31380) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +8,52. Alcuéntrase 1º al sur de la eclíptica a 42 minutos d'arcu al noroeste de 25 Virginis. Alcuéntrase a 141 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 109930 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V, una estrella de la secuencia principal que llogra la so enerxía de la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Más fría que'l Sol, la so temperatura ye d'aprosimao 5095 K, siendo'l so lluminosidá en redol al 84% de la lluminosidá solar. Destaca pola so elevada metalicidá, con un conteníu relativo de fierro 2,60 vegaes mayor qu'el del Sol, unu de los valores más altos conocíos. Dada la correllación esistente ente metalicidá y presencia de sistemes planetarios, les estrelles con una alta metalicidá son d'especial interés na busca de planetes estrasolares.
A 8,5 segundos d'arcu de HD 109930, esiste una acompañante de tipu K4 y magnitú +9,66. La estrella, denominada NLTT 31381 (G 13-50F), tien el mesmu movimientu propiu que HD 109930, polo que paez tar gravitacionalmente xunida a ésta. Si esti ye'l casu, la separación ente dambes estrelles ye de siquier 370 UA, unes 12 vegaes la distancia esistente ente Neptunu y el Sol.
HD 111031
HD 111031 ye una estrella de magnitú aparente +6,87.
Ta encuadrada na constelación de Corvus, el cuervu, visualmente 2º50' al suroeste de ψ Virginis y 1º45' al nordés de VV Corvi.
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta alredor d'esta estrella.
HD 111031 ye una nana mariella de tipu espectral G5V con una temperatura superficial de 5801 K.
La so lluminosidá supera a la del Sol aprosimao nun 38% y tamién el so diámetru ye daqué más grande qu'el diámetru solar, en redol a un 17%.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 1,9 km/s, siendo'l so periodu de rotación de 33,0 díes.
Con una masa un 12% mayor que la del Sol, paez nun haber consensu tocantes a la so edá; diversos estudios señalen cifres entendíes ente los 3800 y los 6700 millones d'años.
HD 111031 presenta un índiz de metalicidá más altu qu'a la solar ([Fe/H] = +0,27).
Tolos distintos elementos evaluaos son más abondosos que na nuesa estrella, destacando'l sodiu, que la so bayura relativa ye 2,5 vegaes más elevada que nel Sol ([Na/H] = +0,39).
Sicasí, el so conteníu de litiu ye inferior a la solar (log[Li] < 0,75).
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de HD 111031.
Denomináu HD 111031 b, emplega 16,4 años en completar una órbita. La so esistencia nun foi confirmada.
HD 111232
HD 111232 (HIP 62534 / CPD-67 2079) ye una estrella na constelación de Musca. Asitiada cerca del centru de la mesma al este de α Muscae, sur de β Muscae y noroeste de δ Muscae, tien magnitú aparente +7,61, polo que nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase a 95 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2004 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
HD 111232 ye una nana mariella de tipu espectral G5V, tamién clasificada como G8V.
La so temperatura efectivo ye de 5585 ± 50 K y relluma col 68% de la lluminosidá solar. Con una masa probable en redol al 90% de la masa solar, el so diámetru ye un 8% inferior al del Sol.
Completa una vuelta sobre sigo mesma cada 30,6 díes.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá; un estudiu atribúye-y una edá entemedia d'aprosimao 5170 millones d'años, ente qu'otru considerar una estrella considerablemente más antigua de 9650 millones d'años d'edá.
La metalicidá de HD 111232, basada na so bayura relativa de fierro, ye namá'l 35% de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,45).
Igualmente ta emprobecida n'otros elementos, siendo especialmente sol conteníu relativo de manganesu ([Mn/H] = -0,57).
Piénsase que, a diferencia del Sol, pue ser una estrella del discu gruesu.
El planeta, denomináu HD 111232 b, afayóse en 2004, como la mayor parte de los planetes estrasolares, pol métodu de velocidaes radiales. La so masa mínimo ye 6,8 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Xira nuna órbita escéntrica (ε = 0,2) a una distancia de la estrella aprosimao'l doble de la que dixebra la Tierra del Sol. La órbita d'un hipotéticu planeta na zona de habitabilidad —asitiada en redol a 0,8 UA de la estrella— probablemente veríase afectada pola presencia de HD 111232 b.
HD 111980
HD 111980 (HIP 62882 / SAO 157573) ye una estrella na constelación de Corvus, el cuervu.
De magnitú aparente +8,38, nun tien denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, polo que conocida pol so númberu de catálogu de Henry Draper o Hipparcos.
HD 111980 alcuéntrase a 310 años lluz del Sistema Solar.
Apaez catalogada na base de datos SIMBAD como nana mariella de tipu espectral F7V, anque otres fontes señalar como posible estrella subenana.
Tien una temperatura efectivo de 5641 ± 101 K y caracterízase pol so conteníu relativu de fierro —índiz de la metalicidá d'una estrella— desaxeradamente baxu, en redol al 8% del valor solar.
Los conteníos de sodiu, cromu y níquel son comparables al de fierro, pero elementos como magnesiu, siliciu o calciu, entá siendo muncho menos abondosos de que nel Sol, son relativamente menos escasos.
Otru aspeutu notable en HD 111980 ye'l so órbita alredor del centru de la Vía Lláctea.
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 HD 111980 llévala hasta una distancia de 16,86 kiloparsecs del planu de la galaxa, lo que pon de manifiestu la so condición de estrella del halo. La Estrella de Kapteyn y Groombridge 1830 son dos exemplos d'esti grupu d'estrelles.
Amás, HD 111980 ye considerada una estrella alta»; éstes son vieyes estrelles de discu ya inclusive del nucleu, «aceleraes» a cinemátiques de halo pola fusión de galaxes, anque tamién pueden ser aquelles primeres estrelles formaes nel colapsu de la nube de gas proto-galáctica.
La edá envalorada de HD 111980 asítiase ente los 7.300 y los 10.500 millones d'años.
A lo último, HD 111980 ye una estrella binaria, que la so duplicidá detectóse per aciu espectroscopia.
HD 113538
HD 113538 (HIP 63833 / GJ 9425) ye una estrella na constelación de Centauru que s'alcuentra visualmente 2,5º al sur de ξ Centauri.
De magnitú aparente +9,06, nun ye visible a simple vista.
En 2010 afayáronse dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 113538 ye una nana naranxa de tipu espectral K9V, una estrella de la secuencia principal como'l Sol pero considerablemente más fría y tenue.
Con una temperatura superficial de 4685 ± 155 K, la so lluminosidá equival al 9% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu más pequeñu qu'el radiu solar —unes 2/3 del mesmu— y una masa equivalente al 70% de la que tien el Sol.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar nun 32% ([Fe/H] = -0,17).
HD 113538 alcuéntrase a 51,5 años lluz del Sistema Solar. GJ 2095, distante 5,3 años lluz, ye la estrella conocida más cercana a ella.
El sistema planetariu de HD113538 asemeyar al par Saturnu-Xúpiter, nesti casu a 0,7 y 2,4 UA respectivamente. 
HD 113538 b, el más interior, tien un periodu orbital de 263,3 díes ente que HD 113538 c emplega más de 1650 díes en completar una órbita.
Dambes órbites son escéntriques, sobremanera la de HD 113538 b (ε = 0,61).
HD 113766
HD 113766 (HIP 63975 / SAO 223904) ye una estrella binaria na constelación de Centaurus de magnitú aparente +7,56. Nuna de les estrelles del sistema atopóse un discu protoplanetariu. Alcuéntrase a unos 424 años lluz de distancia de la Tierra.
El sistema estelar HD 113766 ta formáu por dos estrelles bien nuevos, con una edá en redol a 16 millones d'años, de tipos espectrales F3 y F5. En redol a la estrella principal, HD 113766 A, atopóse un discu de polvu caliente con una temperatura averada de 440 K. Cien veces más masivu qu'el cinturón d'asteroides del sistema solar, piénsase que ta colapsando pa formar un planeta terrestre que va tar asitiáu na zona de habitabilidad,a 1,8 UA de la estrella, onde puede esistir agua en estáu líquidu. L'analís químico y mineralóxico del material del discu amuesa que la so composición ye similar a la de los asteroides metálicos de tipu-S.
Magar nun s'atopó vapor d'agua acomuñáu al discu de polvu, afayáronse dos concentraciones de material rico en xelu alredor de HD 113766 A: el primeru ente 4 y 9 UA, la distancia del cinturón d'asteroides al Sol, y la segunda ente 30 y 80 UA, la distancia a la que ta'l cinturón de Kuiper nel sistema solar.
La otra estrella del sistema, HD 113766 B, ye bien similar a la componente A, y alcuéntrase a 170 UA (4 vegaes la distancia ente Plutón y el Sol), polo que la so presencia nun afecta a la formación del planeta en redol a HD 113766 A.
HD 114729
HD 114729 (HIP 64459 / SAO 204237) ye una estrella de magnitú aparente +6,69 na constelación de Centaurus.
En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Distante 114 años lluz del Sistema Solar, HD 114729 ye una nana mariella de tipu espectral G3V.
Asemeyada al Sol en ciertos aspeutos, tien una temperatura superficial de 5778 ± 31 K.
Ye daqué menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,94 ± 0,01 mases solares, pero'l so lluminosidá ye más del doble de la de la nuesa estrella.
Igualmente, el so tamañu ye más grande qu'el del Sol —el so diámetru ye un 40% mayor— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,3 km/s.
Estos parámetros indiquen que ye una estrella antigua, con una edá envalorada de 11.600 millones d'años.
Presenta una menor bayura relativa de metales que'l Sol, aprosimao un 48% de la d'ésti; coles mesmes, el conteníu de litiu (log[Li] = 1,73) ye más eleváu qu'el de la nuesa estrella.
HD 114729 tien una compañera estelar de baxa masa (0,25 mases solares). La separación proyeutada ente les dos estrelles ye de 282 UA.
En 2003 dar a conocer la esistencia d'un planeta denomináu HD 114729 b— nuna órbita escéntrica (ε = 0,17) alredor d'esta estrella.
La separación media con ella ye de 2,11 UA, siendo'l periodu orbital de 1114 díes.
HD 115226
HD 115226 (HIP 64883 / CPD-72 1373) ye una estrella na constelación de Musca. Al tener magnitú aparente +8,51 nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase a 463 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 115226 ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3p, onde la «p» indica que ye una estrella peculiar, con un conteníu superficial anómalu de los elementos praseodimiu, neodimiu y disprosio. Tien una temperatura efectivo de 7640 K y una lluminosidá 7,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so velocidá proyeutada de rotación ye de 25 - 30 km/s, lo que correspuende a un periodu de rotación igual o inferior a 3,0 - 3,5 díes. Con una masa de 1,60 mases solares, envalórase que la so edá asitiar ente'l 0 y el 40% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
HD 115226 ye una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp) similar a 10 Aquilae. Utilizando espectroscopia d'altu resolvimientu llográu col espectrógrafu HARPS, detectáronse variaciones na so velocidá radial con un periodu de 10,86 minutos. HD 115226 amuesa una de les mayores amplitúes na variación de la velocidá radial ente toles estrelles roAp.
HD 115585
HD 115585 ye una estrella de magnitú aparente +7,42 na constelación de Musca, la mosca, asitiada visualmente a 1,5º de δ Muscae.
Alcuéntrase a 145 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 115585 ye una subxigante —o estrella de la secuencia principal— de color mariellu y tipu espectral G5-G6.
Tien una temperatura efectivo de 5711 ± 29 K y la so lluminosidá ye un 70% superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 36% más grande qu'el del Sol y la velocidá de rotación proyeutada midida —0,1 km/s— ye prácticamente inapreciable.
La so masa ye daqué mayor que la masa solar —ente 1,11 y 1,14 mases solares—, y paez ser una estrella más antigua que'l Sol; diverses fontes consultaes cifren la so edá ente los 5800 y los 9800 millones d'años.
La característica más notable de HD 115585 ye'l so altu conteníu en metales, siendo la so bayura relativa de fierro 2,2 vegaes mayor que nel Sol ([Fe/H] = +0,35).
Ente más de 450 estrelles asemeyaes, bien poques —ente elles les estrelles con planetes HD 83443 y HD 181433— tienen una metalicidá comparable.
Tolos elementos evaluaos son sobreabundantes en rellación a los niveles solares. En particular, hai de solliñar el so altu conteníu de sodiu, 2,8 vegaes más eleváu que nel Sol.
Coles mesmes, HD 115585 esibe un baxu conteníu de litiu (log[Li] < 0,51).
Cuidao que les estrelles con planetes tienen un menor conteníu de litiu y, polo xeneral, una elevada metalicidá, cabría esperar que HD 115585 allugara un sistema planetariu.
Sicasí, nun esiste evidencia de que sía asina.
HD 116713
HD 116713 (HR 5058 / HIP 65535) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +5,11.
Alcuéntrase a 207 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 116713 ye una xigante naranxa de tipu espectral K0.5 III con una temperatura superficial de 4790 K.
37 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la midida del so diámetru angular (1,36 milisegundos d'arcu) dexa conocer el so diámetru real, 9,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La característica más notable de HD 116713 ye la so composición química, yá que forma parte de la clase de les estrelles de bariu.
Esti grupu d'estrelles son riques en ciertos elementos procedentes del «procesu-s», el bariu ente ellos anque nun ye l'únicu.
Nel casu de HD 116713, amás del bariu, son bien abondosos circoniu, itriu, ceriu y lantanu; per otra parte, los conteníos de samariu y gadolinio, provenientes del «procesu-r», pueden ser consideraos normales.
Piénsase que les estrelles de bariu son la resultancia de tresferencia de masa nun sistema binariu. Dichu intercambiu tuvo llugar cuando lu estrella donante, entós una estrella de carbonu, contaminó con elementos del procesu-s la superficie de la estrella güei visible, entós na secuencia principal.
Cuando les repara na actualidá, la evolución estelar convirtió a estrellar donante nuna nana blanca difícil de detectar; nel casu de HD 116713, l'escesu d'emisión ultravioleta en comparanza con otres xigantes «normales», pon de manifiestu la presencia d'una nana blanca acompañante. Si considérase que la so masa ye de 0,6 mases solares —valor típicu pa un oxetu d'esta clase—, la so edá d'enfriamientu sería de 616 millones d'años.
HD 11964
HD 11964 ye una estrella subxigante mariella a aprosimao 107 años lluz de distancia na constelación de Cetus. La estrella ye más masiva y lluminosa que nuesu Sol y ye apenes visible a güeyu. Una amplia estrella compañera binaria afayóse en 2000. Dos planetes estrasolares confirmáronse que órbitan la estrella.
N'agostu del 2005, afayáronse dos planetes orbitando la estrella, la más interna como Neptunu y otru como Xúpiter n'órbites a 3,34 UA. Sicasí, el segundu planeta (HD 11964 b) nun se confirmó hasta mayu del 2007. En septiembre del 2007, P.C. Gregory aliega la esistencia d'un tercer planeta nel sistema sobre la base del analís bayesiano de los datos de velocidá radial. El planeta foi alegáu que tenía una masa similar a la de Saturnu y asitiáu nuna órbita de 360 díes. Gregorio alvirtió que la estrecha rellación ente'l periodu d'esti planeta en ser exautamente un añu significa que les variaciones de la velocidá radial pueden ser causaes pola insuficiente corrección del movimientu de la Tierra n'órbita alredor del sol. El planeta nun se detectó nos datos re-amenorgaos nun analís publicáu na revista Astrophysical Journal nel 2009.
HD 126053
HD 126053 ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +6,30.
Alcuéntrase a 56 años lluz del Sistema Solar.
HD 126053 ye una nana mariella de tipu espectral G1.5V con una temperatura superficial de 5693 ± 3 K.
Tien una lluminosidá un 10% inferior a la del Sol y una masa de 0,84 mases solares.
Con un radiu un 2% más pequeñu qu'el del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,6 km/s.
Anque ye una estrella más antigua que'l Sol, nun esiste consensu tocantes a la so edá; un estudiu apunta una edá de 5.700 millones d'años —con un máximu de 10.600 millones d'años—, ente qu'otru establez una edá significativamente mayor de 11.700 millones d'años.
Como cabría esperar nuna estrella tan vieya, HD 126053 nun amuesa signos d'actividá cromosférica.
HD 126053 evidencia un conteníu metálico considerablemente inferior al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,34.
Los niveles de tolos elementos evaluaos son menores que les solares.
Nel casu de siliciu y vanadiu, los sos conteníos correspuenden al 62% de los valores solares, ente que los conteníos de níquel y bariu nun algamar el 40% de los determinaos nel Sol ([Ba/Fe] = -0,10).
El so conteníu de litiu —elementu que ye destruyíu nel interior de les estrelles a temperatures relativamente baxes de 2,4 millones de K— ye bien asemeyáu a la solar (A(Li) = 1,09).
HD 12661
HD 12661 (HIP 9683 / SAO 75125) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +7,44. Alcuéntrase a 114 años lluz de distancia del Sistema Solar. Conócense dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 12661 ye una nana mariella de tipu espectral G6V —na base de datos SIMBAD apaez como K0V— con una temperatura efectivo de 5742 K.
Con un diámetru un 12% más grande qu'el del Sol, relluma con una lluminosidá un 22% superior a la lluminosidá solar.
La so elevada lluminosidá en rellación al so tipu espectral, según el so tamañu, suxuren que pue tar entrando na etapa de subxigante; por ello, guarda cierta semeyanza con 70 Virginis —estrella tamién con sistema planetariu—, anque la so lluminosidá nun ye tan alzada como nesta postrera.
La so masa envalorada ye un 7% mayor que la masa solar y, como correspuende a lo enantes espuestu, ye una estrella antigua con una edá averada ente 6500 y 7050 millones d'años.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— netamente cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,385). Otros elementos como carbonu, azufre, magnesiu y aluminiu, amuesen el mesmu enclín; namá'l manganesu ye «sobreabundante» en rellación al fierro ([Mn/Fe] = +0,17).
El primer planeta, HD 12661 b, orbita a una distancia media de 0,83 UA de la estrella, emplegando 236 díes en completar la órbita. El segundu planeta, HD 12661 c, mover nuna órbita más alloñada, a una distancia de 2,56 UA, emplegando 1708 díes pa completar la so órbita.
A pesar de l'alta escentricidá de la órbita del planeta interior (ε = 0,35), el sistema ye estable si les órbites son coplanares.
Si nun fueren coplanares, el sistema podría nun ser estable.
HD 128311
HD 128311 ye una estrella de magnitú aparente +7,45 asitiada a 2º al noroeste 31 Bootis, na constelación de Boötes.
Alcuéntrase a 53,8 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dende 2005 conozse la esistencia de dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 128311 ye una nana naranxa —una estrella asemeyada a la componente principal de Gliese 570— anguaño clasificada como de tipu espectral K3V.
Con una temperatura efectivo de 4965 K, la so lluminosidá correspuende al 29% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu menor qu'el del Sol —un 78% del mesmu— y una masa de 0,83 mases solares.
Amuesa actividá cromosférica, siendo una estrella nueva que la so edá envalorada ye de 410 millones d'años.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm pero sí a 70 μm, niciu de la presencia d'un discu circumestelar d'escombros.
HD 128311 tien un conteníu relativo de fierro comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Diversos elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, anque neodimiu y praseodimiu son notablemente más abondosos; esti últimu metal lantánidu ye cuatro veces más abondosu que na nuesa estrella ([Pr/H] = +0,62).
HD 128311 ye una variable BY Draconis que'l so rellumu varia 0,04 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 11,54 díes. Por ello, recibe la denominación, como estrella variable, de HN Bootis.
Los dos planetes n'órbita alredor de HD 128311, denominaos HD 128311 b y HD 128311 c, tán dixebraos d'ella 1,10 y 1,76 UA respectivamente.
El primeru tien una masa mínimo 2,18 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y completa una órbita cada 448,6 díes.
HD 130322
HD 130322 (HIP 72339 / SAO 140142 / BD+00 3243) ye una estrella de magnitú aparente +8,04 na constelación de Virgu, asitiada prácticamente sobre'l ecuador celeste. Alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 130322 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V, una estrella que al igual qu'el Sol llogra la so enerxía de la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Más fría que la nuesa estrella, la so temperatura efectivo ye de 5395 K, siendo'l so lluminosidá aprosimao la metá que la lluminosidá solar. El so radiu ye'l 83% del radiu solar con una masa equivalente al 79% de la masa del Sol. El so metalicidá ye llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,05).
HD 130322 tien una edá envalorada de 1240 millones d'años, frente a los 4600 millones d'años d'edá del Sol. 
El planeta, denomináu HD 130322 b, tien una masa mínimo un 8% mayor que la masa del planeta Xúpiter, pero a diferencia d'ésti, que la so distancia media al Sol ye de 5,2 UA, HD 130322 b mover a 0,088 UA de la so estrella, siendo por tantu un planeta del tipu «Xúpiter caliente». Arriendes d'ello, mientres Xúpiter emplega casi 12 años en completar una vuelta alredor del Sol, HD 130322 b facer en 10,7 díes.
HD 131664
HD 131664 ye una estrelles d'octava magnitú de secuencia principal del tipu G allugáu a unos 181 años lluz de distancia na constelación de Apus.
HD 132475
HD 132475 (HIP 73385 / SAO 183072) ye una estrella na constelación de Llibra asitiada visualmente a 48 minutos d'arcu de 33 Librae.
De magnitú aparente +8,57, nun tien denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, siendo conocida pol so númberu de catálogu de Henry Draper o Hipparcos.
HD 132475 alcuéntrase a 300 años lluz del Sistema Solar.
Apaez catalogada na base de datos SIMBAD con tipu espectral F5/F6V y tien una temperatura efectivo de 5808 ± 57 K.
El valor del so diámetru angular —0,177 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, un 75% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5,0 km/s.
HD 132475 presenta un conteníu relativo de fierro desaxeradamente baxu, en redol al 3% del valor solar.
Los conteníos de sodiu, cromu y níquel son comparables al de fierro, pero elemento como magnesiu, siliciu o calciu, entá siendo muncho menos abondosos de que na nuesa estrella, son relativamente menos escasos.
De menor masa que'l Sol —aprosimao 0,7 mases solares— ye una estrella bien antigua que la so edá puede superar los 13.000 millones d'años.
Toos estos parámetros indiquen que HD 132475 ye una estrella del halo, siendo amás considerada una estrella alta»; éstes son vieyes estrelles de discu ya inclusive del nucleu, «aceleraes» a cinemátices de halo pola fusión de galaxes, anque tamién pueden ser aquelles primeres estrelles formaes nel colapsu de la nube de gas proto-galáctica.
HD 134439
HD 134439 y HD 134440 son dos estrelles que formen un sistema estelar dientro de la constelación de Llibra.
Dambes estrelles, visualmente separaes 302 segundos d'arcu, comparten movimientu propiu, siendo la separación real ente dambes de siquier 11.580 UA.
Alcuéntrase a unos 94 años lluz del Sistema Solar.
HD 134439 (GJ 9511 A) ye una nana naranxa de magnitú aparente +9,07 y tipu espectral K2V.
Tien una temperatura efectivo de 5080 ± 110 K y una lluminosidá igual al 19% de la del Sol.
El so radiu, calculáu a partir del valor del so diámetru angular —0,185 milisegundos d'arcu—, equival al 57% del radiu solar.
La so masa ye de 0,56 mases solares.
HD 134440 (GJ 9511 B) ye una nana naranxa de magnitú aparente +9,43 que'l so tipu espectral tamién ye K2V.
Tien una temperatura de 4852 K y una lluminosidá igual al 15% de la lluminosidá solar.
El so radiu, tamién calculáu a partir del valor del so diámetru angular —0,174 milisegundos d'arcu—, equival al 54% del que tien el Sol.
La so masa, llixeramente inferior a la del so distante compañera, ye de 0,55 mases solares.
La cinemática del sistema ye característica d'una estrella del halo galácticu, rexón del espaciu de forma esferoidal qu'arrodia la Vía Lláctea.
Estes estrelles, a diferencia del Sol, mover n'órbites galáctiques escéntriques.
La órbita galáctica de HD 134439 ye notablemente escéntrica (y = 0,82).
La so distancia respeutu al centru de la galaxa varia ente 5 kilopársecs nel periastru hasta 50 kiloparsecs nel apoastru, unos 160.000 años lluz; piénsase que'l Sol orbita a una distancia ente 7,3 y 10 kilopársecs del centru galácticu.
Los dos componentes del sistema caracterizar pola so baxa metalicidá.
L'índiz de metalicidá de dambes estrelles ([Fe/H] = -1,43) correspuende a un conteníu en metales 27 vegaes menor que la solar.
D'especial interés ye l'estudiu de les relaciones [α/Fe] y [Mn/Fe], onde α ye magnesiu, siliciu, calciu y titaniu.
Dichu estudiu reveló un baxu valor de [α/Fe] y un altu valor de [Mn/Fe] en comparanza a otres estrelles del halo.
Tamién s'atoparon discrepancies nes bayures relatives d'elementos con una nucleosíntesis común.
Anque'l baxu valor de [α/Fe] podría debese a la acreción de planetesimales, les bayures relatives de manganesu, cobaltu y cinc nun favorecen esta hipótesis.
Sicasí, l'eleváu valor de [Mn/Fe] y la rellación sodiu-níquel son consistentes cola evidencia cinemática d'una acreción discreta d'una galaxa nana esferoidal (dSph).
Ye más, suxurióse que la «protonube» a partir de la cual formóse esti sistema taba contaminada por material d'una redolada de supernoves de tipu II, como pue ser el casu d'una galaxa nana esferoidal.
HD 13551
HD 13551 (HIP 10119 / SAO 248503) ye una estrella de magnitú aparente +9,29 na constelación de Hydrus, asitiada ente α Hydri y λ Horologii, a pocu más de 1,5º de la primera.
HD 13551, catalogada na base de datos SIMBAD como una estrella peculiar de tipu F7w, foi clasificada yá en 1972 como una estrella de bariu marxinal de tipu espectral G0, darréu revisada a tipu F6. Inclusive foi propuesta como candidata a estrella del halo galácticu.
Güei considerar una estrella CH subxigante que la so temperatura efectivo, según la fonte consultada, varia ente 5870 y 6400 K.
La so lluminosidá envalórase un 30% mayor que la lluminosidá solar.
HD 13551 tien un baxu conteníu de fierro ([Fe/H] = -0,44), malapenes el 36% del esistente nel Sol, y, al igual qu'otres estrelles de bariu, ye una estrella probe en litiu. La so escasa metalicidá suxure que ye una antigua estrella de discu. Tópase substancialmente arriquecida con elementos pesaos provenientes del procesu-s.
Alcuéntrase a 366 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 140283
HD 140283 ye una estrella asitiada a unos 190,1 años lluz de la Tierra. Envaloróse que tien 14,46 ± 0,8 miles de millones d'años d'edá, lo que la convierte na estrella más vieya conocida del Universu. La so edá ye similar a la edá anguaño envalorada del Universu, 13,798 ± 0,037 miles de millones d'años, polo que se dixo que "tuvo de formase pocu dempués del Big Bang".
Esta estrella ta compuesta casi dafechu de hidróxenu y heliu, con bien pocos metales. El fechu de qu'el so conteníu en metales sía bien so pero non nulu indica sicasí que tuvo d'esistir siquier una xeneración d'estrelles anterior a HD 140283.
HD 140901
HD 140901 (HR 5864) ye una estrella de magnitú aparente +6,01 na constelación del Llobu.
Alcuéntrase a 50,1 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 140901 ye una subxigante —o estrella de la secuencia principal— de color mariellu-anaranxáu y tipu espectral G7IV-V.
Tien una temperatura efectivo entendida ente 5539 y 5645 K y la so lluminosidá ye un 21% inferior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 5% más pequeñu qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 2,2 km/s.
La bayura relativa de fierro de HD 140901 ye bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = +0,05) y, de forma xeneral, tolos elementos evaluaos tienen niveles daqué percima de les solares.
La so masa ye asemeyada a la masa solar; un estudiu da un valor de 0,985 mases solares, ente qu'otru alza esta cifra hasta 1,08 mases solares.
Estudios que se basen en isocronas envaloren la so edá ente los 4160 y los 7400 millones d'años, pero otru trabayu que considera la so actividá cromosférica y el so periodu de rotación —xirocronoloxía—, amenorga la so edá a 2200 - 2700 millones d'años.
HD 142
HD 142 ye una estrella con una magnitú aparente igual a 5.7 que s'atopa na constelación de Fénix, que tien un exoplaneta orbitándola.
HD 142 b ye un planeta xovianu que orbita la estrella HD 142 a aprosimao 1 UA. Esto poner na zona habitable de la estrella.
HD 142022
HD 142022 ye una estrella binaria asitiada na constelación de Octans, visualmente a 42 minutos d'arcu de ρ Octantis. Tien magnitú aparente +7,69, polo que nun ye observable a simple vista. En 2005 afayóse un planeta estrasolar orbitando alredor de la componente principal d'esti sistema estelar.
La componente principal, HD 142022 A, ye una estrella mariella subxigante o nes etapes finales de la secuencia principal; el so tipu espectral ye G9IV-V, anque tamién foi clasificada como K0V.
Tien una temperatura efectivo de 5499 ± 27 K y ye prácticamente igual de lluminosa qu'el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,2 km/s.
Tien una masa de 0,99 mases solares y ye una estrella antigua, con una edá averada de 12.000 millones d'años.
La metalicidá de HD 142022 A, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye cimeru a la solar nun 55% ([Fe/H] = +0,19).
Otros elementos como níquel, magnesiu y siliciu son tamién más abondosos que na nuesa estrella.
La estrella secundaria, HD 142022 B, ye una nana naranxa de tipu K7 y magnitú +11,2.
Constitúi una binaria amplia con HD 142022 A; la separación visual ente elles ye de 22 segundos d'arcu, permaneciendo constante dende 1920 hasta 2000, lo que pon de manifiestu que dambes estrelles formen un verdaderu sistema binariu.
La separación proyeutada ente dambes estrelles ye de 820 UA.
El sistema alcuéntrase a 112 años lluz del Sistema Solar.
En 2005 foi afayáu un planeta estrasolar en redol a HD 142022 A utilizando'l espectrógrafu CORALIE instaláu nel Observatoriu de La Siella (Chile).
Denomináu HD 142022 A b, tien una masa mínimo 5,1 vegaes mayor que la de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 3 UA al respective de la estrella y la so órbita ye marcadamente escéntrica (ε = 0,53).
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 142022 A.
La rellación C/O ye 0,91, lo qu'implica que, a diferencia del Sistema Solar, el carbonu alcuéntrase en forma de grafitu y carburos (carburu de titaniu y carburu de siliciu).
Silicatos de fierro y magnesiu como olivino y piroxeno tamién taríen presentes nes rexones más alloñaes de la estrella.
HD 143436
HD 143436 (HIP 78399 / G 16-24 / SAO 121307) ye una estrella na constelación de la Serpens asitiada en partir oeste de la mesma (Serpens Caput). De magnitú aparente +8,04, ye abondo brillosa pa poder ser reparada con binoculares. Alcuéntrase a 142 años lluz del Sistema Solar.
HD 143436 ye una nana mariella que les sos carauterístiques físiques, indistinguibles de les del Sol, faen d'ella un posible ximielgu solar. Con magnitú absoluta 4,87 ± 0,10, emite prácticamente la mesma cantidá de lluz que'l Sol, que la so magnitú absoluta ye 4,83. La so temperatura de 5768
± 43 K —frente a los 5777 K del Sol— y la so masa de 1,01 ± 0,02 mases solares acoten l'enorme paecíu ente dambes estrelles. Tamién el so metalicidá —conteníu n'elementos más pesaos qu'el heliu— ye similar a la solar. La edá envalorada de HD 143436 ye de 3800 ± 2900 millones d'años; anque esti rangu en parte concasa cola edá del Sol —4600 millones d'años—, HD 143436 puede tamién ser significativamente más nuevu.
Sicasí, esisten ciertes diferencies ente HD 143436 y el Sol. El conteníu en litiu ye 6 vegaes más abondosa en HD 143436 que na nuesa estrella, magar el conteníu d'esti elementu en 18 Scorpii —otru ximielgu solar— tamién ye alto, 4 vegaes mayor que nel Sol. Coles mesmes, HD 143436 puede contener menos oxíxenu que'l Sol.
HD 14412
HD 14412 (HR 683 / HIP 10798) ye una estrella de magnitú aparente +6,34 asitiada na constelación de Fornax, el fornu, a 41,3 años lluz del Sistema Solar.
El sistema estelar conocíu más cercanu a HD 14412 ye HIP 10617; Fornacis (α Fornacis), la estrella más brillosa de la constelación, alcuéntrase a pocu más de 10 años lluz d'ella.
HD 14412 ye una nana mariella de tipu espectral G8V.
Más fría qu'el Sol —el so temperatura superficial ye d'aprosimao 5350 K—, relluma con una lluminosidá equivalente al 43% de la lluminosidá solar.
De carauterístiques físiques similares a les de 61 Ursae Majoris y 41 Arae A, tien el 82% de la masa solar y el so diámetru correspuende al 77% del que tien el Sol.
Una diferencia notable col Sol ye la so baxa metalicidá ([Fe/H] = -0,46), malapenes un terciu de la de la nuesa estrella.
Elementos como sodiu, magnesiu, calciu y níquel amuesen el mesmu enclín.
Coles mesmes, destaca'l conteníu especialmente baxo de manganesu ([Mn/H] = -0,54).
HD 144432
HD 144432 (HIP 78943 / Hen 3-1141 / SAO 184124) ye una estrella na constelación del Escorpión de magnitú aparente +8,16.
La so posición nel cielu suxure la pertenencia a la Asociación estelar Scorpius OB2 —distante unos 470 años lluz del Sistema Solar—, anque la paralax midida pol satélite Hipparcos implica una distancia mayor d'aprosimao 815 años lluz.
HD 144432 ye una estrella Herbig Ae/Be de tipu espectral A7. Éstes son estrelles pre-secuencia principal qu'entá s'atopen en fase de formación estelar y que la so masa topar entendida ente 2 y 8 mases solares.
La masa de HD 144432 ye de 2,26 mases solares y la so edá cífrase en 3870 años.
Con una temperatura de 8128 K, ye, siquier, 30 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, tópase arrodiada por un discu circumestelar, que la so masa envalórase en 0,037 mases solares.
Coles mesmes, un débil campu magnéticu deteutóse nesta estrella.
Un oxetu tenue, visualmente a 1,4 segundos d'arcu, comparte movimientu propiu con HD 144432. Piénsase que ye una estrella de tipu K2, que, si considérase que la distancia que nos dixebra d'elles ye de 472 años lluz, tendría la mesma edá que HD 144432, formando los dos un sistema binariu. 
HD 145825
HD 145825 (HIP 79578 / SAO 207479) ye una estrella de magnitú aparente +6,4 asitiada na constelación del Escorpión.
Alcuéntrase a 71 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 145825 ye una nana mariella de carauterístiques asemeyaes a les del Sol. Considerada una análoga solar —y candidata a ximielga solar pola so semeyanza col Sol—, el so tipu espectral ye G2V.
Tien una temperatura efectivo de 5736 K y relluma con una lluminosidá igual al 97% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye aprosimao igual al de la nuesa estrella —ente 0,97 y 1,01 radios solares, según la fonte consultada— y tien una metalicidá comparable a la solar.
Les bayures relatives de fierro, sodiu, siliciu, calciu, titaniu y níquel son bien asemeyaos a les del Sol y namái el aluminiu, que'l so conteníu ye'l 65% del esistente nel Sol, estremar d'esti enclín.
Na constelación del Escorpión tamién s'alcuentra 18 Scorpii, una estrella bien paecida a HD 145825, considerada por dellos astrónomos el ximielgu solar más cercanu.
HD 1461
HD 1461 ye una estrella de secuencia principal de la clase G0V un pocu más masiva qu'el Sol (G2V), asitiáu a unos 76 años lluz de distancia na constelación de estrelles de Cetus. A partir d'avientu de 2009, HD 1461 ye la mayor estrella de secuencia principal con una posible Super-Tierra al so alredor.
El 14 d'avientu de 2009, los científicos anunciaron el descubrimientu de siquier un planeta n'órbita alredor de HD 1461.
HD 147506
HD 147506 (HIP 80076 / HAT-P-2) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +8,71. En mayu de 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a esta estrella.
HD 147506 ye una temprana subxigante mariella de tipu espectral F8 y 6290 K de temperatura, más caliente y lluminosa qu'el Sol. Con un radiu ente un 40% y un 80% más grande qu'el radiu solar y una lluminosidá 4,25 vegaes mayor que la del Sol, les sos carauterístiques físiques nun son bien distintes a les de Zavijava (β Virginis). El menor rellumu de HD 147506 ye por cuenta de que ta unes 12 vegaes más alloñada qu'ésta, a unos 440 años lluz del Sistema Solar. La so edá envalórase en 2400 ± 1400 millones d'años.
El planeta estrasolar deteutóse dientro del proyectu HATNet al reparase'l tránsitu astronómicu per delantre de la estrella. Denomináu HAT-P-2b, ye'l planeta de «tránsitu» más masivu descubiertu hasta'l momentu. Tien unes 9 vegaes la masa de Xúpiter y un diámetru llixeramente cimeru a la d'ésti. El so periodu orbital ye de namái 5,63 díes. La gran escentricidá de la órbita (ε = 0,52) puede debese a la presencia d'un segundu planeta masivu alloñáu, que s'atoparía en resonancia orbital con HAT-P-2b. 
HD 147513
HD 147513 (HR 6094 / HIP 80337) ye una estrella de magnitú aparente +5,38 asitiada na constelación d'Escorpiu al este de η Lupi, sur de Antares (α Scorpii), nordés de δ Lupi y noroeste de η Scorpii y Sargas (θ Scorpii). En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu en redol a esta estrella.
Distante 42 años lluz del Sistema Solar, HD 147513 ye una nana mariella de tipu espectral G3V o G5V.
Asemeyáu al Sol en munchos aspeutos, tien una temperatura superficial de 5890 ~ K.
El so radiu ye un 2% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 1,7 km/s.
Ye daqué menos lluminosa que'l Sol, con un 97% de la lluminosidá solar.
El so conteníu metálico, espresáu como [Fe/H], ye un 18% mayor qu'el del Sol; coles mesmes, la so bayura relativa de litiu ye claramente cimeru al de la nuesa estrella (log[Li] = 1,89), fechu que nun ye especialmente notable una y bones el Sol paez tar emprobecíu en litiu al respective de otres estrelles de discu.
HD 147513 ye miembru de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven xuntes al traviés de la galaxa.
En 2003 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante (HD 147513 b) n'órbita alredor d'esta estrella.
La so masa ye siquier igual a la masa de Xúpiter.
La separación media al respective de HD 147513 ye de 1,26 UA, siendo el so periodu orbital de 540 díes.
Al igual que Iota Horologii, 47 Ursae Majoris o HD 70642, ye una estrella análoga solar qu'alluga un sistema planetariu.
HD 148937
HD 148937 (HIP 81100 / SAO 226891 / GC 22246) ye una estrella na constelación de Norma. A pesar de tar asitiada a aprosimao 4200 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +6,77.
HD 148937 ye una estrella azul de tipu espectral O7, 40 vegaes más masiva qu'el Sol. Con una edá ente 3 y 4 millones d'años, crució l'ecuador de la so vida, una y bones les estrelles tan masives xeneralmente viven en redol a los 6 millones d'años. Ye bien probable que termine la so vida esplotando como una supernova.
HD 148937 ta arrodiada pola nebulosa NGC 6164-5 y, como munches otres estrelles de tipu O, calez les nubes de gas de la so redolada con radiación ultravioleta. Esto provoca qu'éstes rellumen en lluz visible, allumando cuévanos de la nube que fueron esculpíes por el mesmu vientu estelar. Suxurióse que la nube de material foi espulsada dende la estrella al xirar sobre la so exa, magar ye posible que los campos magnéticos qu'arrodien a la estrella xueguen un papel significativu na complexa forma de la nebulosa.
Les estrelles masives como HD 148937 funden hidróxenu en heliu nun procesu llamáu'l ciclu CNO. Como subproductu, carbonu y oxíxenu convertir en nitróxenu, polo qu'un altu conteníu de nitróxenu na superficie estelar o nel material espulsáu indica una estrella evolucionada. Según l'astrónomu Nolan Walborn, HD 148937 ye miembru d'un pequeñu grupu d'estrelles O con carauterístiques espectrales peculiares. Les nebulosidades espulsaes por HD 148937 —riques en nitróxenu— suxuren que ye una estrella evolucionada y apunten escontra una posible rellación coles variables azules lluminoses.
HD 149026
HD 149026 ye una estrella d'octava magnitú asitiada na constelación d'Hércules a 260 años lluz de distancia. Ye una estrella subxigante de tipu espectral G0 IV similar al nuesu Sol pero más evolucionada y cercana al so tresformamientu nuna xigante colorada. Esta estrella conocer pol so nome del catálogu Henry Draper. Non puede reparase a güeyu pero puede alcontrase con un pequeñu telescopiu o inclusive con binoculares.
Esta estrella ta arriquecida n'elementos pesaos, aprosimao nun factor dos con respectu al Sol. De fechu esta ye la razón pola cual ye relativamente brillosa. Un grupu d'astrónomos nel Consorciu Internacional N2K estudió apocayá esta estrella con gran detalle detectando un planeta estrasolar xigante inusual de nome HD 149026b.
En xunu de 2005 afayóse un planeta estrasolar orbitando esta estrella. El planeta pasa per delantre de la estrella produciendo tránsitos solares colos cualos ye posible investigar les propiedaes principales d'esti planeta. La so masa ye del orde de la masa de Saturnu pero muncho más pequeñu. El so órbita ye bien curtia, dando una vuelta alredor de la estrella principal en 2,87 díes. La so temperatura superficial na atmósfera ye bien elevada, del orde de 2000º Fahrenheit. La gravedá na so superficie puede ser del orde de 10 vegaes la gravedá terrestre. Los modelos fechos sobre esti planeta amuesen que tien un nucleu sólidu d'una masa envalorada nunes 70 mases terrestres siendo un planeta del tipu de los planetes xigantes esteriores del sistema solar.
HD 149404
HD 149404, tamién conocida cómo V918 Scorpii, ye una estrella doble que namái se puede dixebrar per aciu métodos espectroscópicos asitiada na zona suroeste de la constelación del Escorpión, a una distancia del Sol non demasiáu bien conocida pero que dellos autores piensen que ye similar a la de la asociación estelar Ara OB1, la mesma a la que pertenez el cúmulu abiertu NGC 6193, ye dicir 4500 años lluz aprosimao. Con una magnitú aparente de 5,47 ye visible a simple vista dende cielos llibres de contaminación llumínica.
HD 149404 ta formada por dos estrelles superxigantes de tipu espectral O7.5(f) y ON9.7, con lluminosidaes respectives de 790.000 y 600.000 vegaes la del Sol, mases de 60 y aprosimao 50 mases solares, y radios respectivos de 24,3 vegaes y 28,1 vegaes los de la nuesa estrella, tando los sos centros separaos por una distancia aprosimao similar a la esistente ente'l Sol y Mercuriu -aprosimao 50 millones de kilómetros-, tando la secundaria daqué más evolucionada que la primaria quiciabes por cuenta de tresferencia de materia ente dambes.
Los dos estrelles tán tan cerca una de la otra que la so vientos estelares interaccionan, daqué que puede apreciase nel so espectro.
HD 15115
HD 15115 (HIP 11360 / SAO 110532) ye una estrella de magnitú aparente +6,80 asitiada na constelación de Cetus, la ballena o la bisarma marina.
Nun ye observable a simple vista, pero con unos binoculares ye bono d'alcontrar a 2º13' al sur de ξ Ceti.
Alcuéntrase a 146 años lluz del Sistema Solar.
HD 15115 ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2 con una temperatura de 6755 K.
El so radiu ye un 30% más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá ye unes 3,3 vegaes mayor que la del Sol.
Esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más llixeros qu'el heliu— daqué menor que la del Sol.
Tien una masa un 29% mayor que la masa solar.
HD 15115 pue ser miembru de la Asociación estelar de Beta Pictoris, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven de forma similar al traviés del espaciu. Si asina fora, tendría una edá de 12 millones d'años —la edá de dicha asociación—, pero la mayor parte d'el indicadores d'edá otorgar una edá cimera a los 100 millones d'años.
Ye más, les llinies de CaII H y K de la so espectru apunten a una edá de 500 millones d'años.
HD 15115 tópase arrodiada por un discu circumestelar asimétricu vistu de perfil, muncho más estensu nuna dirección que na otra.
La distancia máxima del discu al respective de la estrella ye de 90 UA.
Especulóse que la peculiar forma d'esti discu puede tar causada por un alcuentru pasáu cola nana colorada HIP 12545, güei a 10 años lluz de distancia.
Otru posible orixe puede debese a la presencia de planetes xigantes, que la so interaición alteriara'l discu circumestelar, aniciando asina la so forma elíptica.
HD 154345
HD 154345 (HIP 83389 / GJ 651 / SAO 46452) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +6,74. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 154345 ye una nana mariella de tipu espectral G8V que s'atopa a 59 años lluz del Sistema Solar. Daqué más fría que'l Sol, tien una temperatura de 5468 K y presenta un conteníu metálico relativamente baxu en comparanza al del Sol ([Fe/H] = -0,15), polo que nel diagrama de Hertzsprung-Russell asítiase xusto debaxo de la secuencia principal.
El so radiu correspuende al 94% del radiu solar y rota amodo con una velocidá de rotación de 1,21 km/s.
Tien una masa de 0,88 mases solares y créese que ye una estrella antigua con una edá cimera a 2000 millones d'años.
El so nivel d'actividá magnética varia de forma sinusoidal con un periodu d'unos 9 años.
El planeta estrasolar descubiertu, HD 154345 b, tien una masa igual al 95% de la masa de Xúpiter, polo que puede ser bien paecíu a ésti.
Muévese nuna órbita a 4,19 UA de la estrella, siendo el so periodu orbital d'aprosimao 9 años.
El vastu espaciu interior, aparentemente vacíu, ente HD 154345 y el so planeta, constitúi un oxetivu principal na busca de planetes terrestres na zona de habitabilidad alredor d'esta estrella análoga al Sol.
HD 155117
HD 155117 ye una estrella na constelación d'Ara, l'altar.
De magnitú aparente +8,48, nun ye observable a simple vista, pero con un pequeñu telescopiu ye bono d'alcontrar a unos 2º al oeste de δ Arae.
Anguaño alcuéntrase a 270 años lluz del Sistema Solar, con un marxe d'erru na midida del 10,9%, pero fai 6,4 millones d'años —a finales del Miocenu— tuvo a namái 4,2 años lluz de distancia.
Entós la so magnitú aparente yera -0,56, comparable a la que tien Canopo (α Carinae) na actualidá.
HD 155117 ye una nana mariella de tipu espectral F7V de similares carauterístiques a les primaries de los sistemes χ Draconis o 99 Herculis.
Tien una temperatura efectivo de 6875 K —unos 1100 K más caliente qu'el Sol— y ye 2,5 vegaes más lluminosa qu'ésti.
El so radiu puede ser un 34% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 3 km/s.
Tien una masa apenes un 3% mayor que la masa solar.
Ye una estrella probe en metales, con una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, inferior a la solar nun 40% ([Fe/H] = -0,23).
HD 155358
HD 155358 (HIP 83949 / BD+33 2840 / Wolf 646) ye una estrella na constelación d'Hércules. De magnitú aparente +7,27, nun ye visible a simple vista.
En 2007 afayáronse dos planetes estrasolares orbitando alredor d'esta estrella.
Asitiada a 142 años lluz del Sistema Solar, HD 155358 ye una subxigante mariella de tipu espectral G0.
Tien una temperatura superficial de 5760 ± 101 K y el so radiu ye un 37% más grande qu'el del Sol.
La so masa ye igual al 87% de la masa solar.
Estos parámetros indiquen que HD 155358 abandonó yá la secuencia principal.
Especialmente notable ye la baxa metalicidá de HD 155358, con una rellación fierro / hidróxenu de namá'l 21% de la solar, lo que la convierte na estrella qu'alluga un sistema planetariu con menor metalicidá.
Ye una estrella del discu gruesu de la galaxa muncho más vieya que'l Sol, con una edá envalorada de siquier 12.000 millones d'años. 
El primer planeta, HD 155358 b, ye un xigante gaseosu que xira en redol a la estrella a una distancia media de 0,63 UA a lo llargo d'una órbita moderadamente escéntrica. La so masa mínimo ye igual al 89% de la masa de Xúpiter.
El segundu planeta, HD 155358 c, ye tamién un xigante gaseosu que se mueve a 1,224 UA de la estrella nuna órbita escéntrica que completa cada 530,3 díes. La so masa mínimo ye daqué más de la metá de la de masa de Xúpiter.
HD 158633
HD 158633 (Gliese 675 / GJ 675 / HR 6518) ye una estrella na constelación de Draco. Alcontrada ente Grumium (ξ Draconis) y ω Draconis, tien magnitú aparente +6,43. Alcuéntrase a 41,7 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 158633 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V. Asemeyáu a Alfa Centauri B —la componente menos lluminosa del vecín sistema—, ye una estrella de la secuencia principal más pequeña y tenue qu'el Sol. Con una temperatura efectivo de 5343 K, tien una lluminosidá equivalente al 43% de la lluminosidá solar. Los valores del so radiu y masa correspuenden al 76% de los valores solares. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 3 km/s.
El conteníu metálico de HD 158633 ye notablemente inferior a la solar, siendo'l so conteníu de fierro una tercer parte del esistente nel Sol ([Fe/H] = -0,49). Envalórase que tien una edá de 4270 millones d'años. Un escesu na radiación infrarroxo emitida suxure qu'esiste un discu circumestelar de polvu alredor de HD 158633.
HD 160529
HD 160529 ye una estrella hiperxigante asitiada na constelación d'Escorpión. Ye demasiáu débil cómo pa ser visible a güeyu, pero ye un oxetivu fácil para binoculares.
Ésti astru, de tipo espectral A3, ye unu de los meyores exemplos de variable lluminosa azul de baxu rellumu y masa; alcuéntrase a una distancia del Sol de 2,5 quilupársecs, anque ésta distancia tien una elevada incertidume -del orde del 30%; ver referencies-. 
HD 160529 foi clasificada cómo variable lluminosa azul por cuenta de una baxada de rellumu de 0,5 magnitúes ente 1983 y 1991 y a un cambéu de tipu espectral d'A9 a B8; cómo estrella de tipu espectral A9 yera 330 vegaes mayor que'l Sol, 13 vegaes más masiva, y 288.000 vegaes más brillosa, con una temperatura superficial de 8.000 Kelvin y una magnitú absoluta visual de -8,9, y cómo B8 ye 150 vegaes mayor que'l Sol, con una temperatura superficial de 12.000 Kelvin, pero cola mesma lluminosidá.
La relativamente baxa masa d'ésti astru fai pensar que ye una estrella que dexó tras la fase de superxigante colorada. 
HD 16175
HD 16175 (HIP 12191 / SAO 38170 / BD+41 496) ye una estrella de magnitú aparente +7,28.
Ta asitiada na constelación d'Andrómeda, cerca de la llende con Perséu, a unos 2º al noroeste de 12 Persei.
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 16175 ye una estrella mariella de tipu espectral G0 que tien una temperatura efectivo de 6000 ± 80 K. Nel espectru visible ye 3,7 vegaes más lluminosa qu'el Sol, lo que xuníu al so tamañu —tien un radiu un 84% más grande qu'el radiu solar, valor llográu a partir de la midida del so semidiámetru angular, 0,143 milisegundos d'arcu— suxure que ye una estrella más evolucionada que'l Sol. Ello vien acotáu pola so edá envalorada, 5300 ± 1000 millones d'años. Al ser una estrella más masiva que'l Sol —1,35 mases solares— evolucionó más apriesa qu'ésti. Tien una bayura relativa de fierro un 70% más alta que la esistente na nuesa estrella.
En redol a HD 16175 orbita un planeta xigante —denomináu HD 16175 b— con una masa mínimo 4,4 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Muévese nuna órbita bien escéntrica (ε = 0,59) a una distancia media de la estrella de 2,1 UA. El so periodu orbital ye de 990 díes.
HD 164270
HD 164270 (V4072 Sagittarii / WR 103 / HIP 88287 / SAO 209609) ye una estrella na constelación de Saxitariu, asitiada 2,5º al sur de Nash (γ Sagittarii).
Alcuéntrase a una distancia averada de 1900 pársecs —6200 años lluz— del Sistema Solar.
De magnitú aparente +8,82, HD 164270 ye una estrella de Wolf-Rayet de carbonu de tipu espectral WC9. Como ye característicu d'esta clase d'estrelles, tien una temperatura efectivo alzada —de 48.000 K—, siendo estraordinariamente lluminosa, 79.400 vegaes más qu'el Sol.
Les estrelles de Wolf-Rayet representen la fase final d'estrelles bien masives —con mases iniciales superiores a 25 mases solares— n'avanzaos estaos de nucleosíntesis enantes del colapsu del so nucleu como supernova.
La masa actual de HD 164270 ye 6 vegaes mayor que la del Sol, de resultes d'una importante perda de masa acomuñada a un fuerte vientu estelar; HD 164270 pierde una cenmilésima parte de la masa solar cada añu.
La estrella tópase arrodiada por una cubierta de polvu, anque ésta ye abondo fina por que les llinies espectrales del vientu estelar puedan ser reparaes nel infrarroxu mediu.
La rellación ente los conteníos de carbonu y heliu en HD 164270 ye similar a l'atopada n'estrelles de Wolf-Rayet de tipos espectrales más tempranos, a pesar de la so temperatura comparativamente menor.
HD 164427
HD 164427 ye una estrella con una magnitú aparente igual a 6.89 que s'atopa na constelación del Telescopiu, que tien una nana marrón (HD 164427 b) orbitándola, afayada en 2001 en Australia.
HD 164427 b ye una nana marrón con una masa mínimo d'unes 46 vegaes la de Xúpiter. Orbita a aprosimao media unidá astronómica de la so estrella HD 164427. La separación angular ente la nana marrón y la nana mariella, vista dende la Tierra, ye de 11,76 milisegundu d'arcu. Precisa 108,55 díes para orbitar escéntricamente HD 164427. Tien una semi-amplitú bien alzada de, a lo menos, 1.400 m/s.
HD 165185
HD 165185 ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +5,95.
Alcuéntrase a 57 años lluz del Sistema Solar y el so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 851.000 años, cuando tuvo a 29 años lluz de distancia.
HD 165185 ye una nana mariella de tipu espectral G1V con una temperatura superficial de 5855 K.
Tien una lluminosidá un 18% superior a la lluminosidá solar y una masa un 12% mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,5 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye, a lo más, de 6,8 díes.
HD 165185 tien un conteníu metálico comparable al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,02. Tolos elementos evaluaos presenten niveles comparables a les solares.
La cinemática de HD 165185 dexa incluyila dientro de la «corriente d'estrelles del sietestrellu», grupu d'estrelles con velocidaes similares al traviés del espaciu con un probable orixe común.
π Ursae Majoris, EZ Ceti y MT Pegasi son estrelles análogues a HD 165185 miembros tamién d'esta corriente.
HD 166348
HD 166348 ye una estrella na constelación de Corona Austral de magnitú aparente +8,38.
Alcontrar a pocu más d'un grau de la brillosa HD 165189.
HD 166348 ye una nana naranxa de tipu espectral K6Vk, enantes catalogada como nana colorada de tipu M0V.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de les componentes del sistema 61 Cygni.
Más fría qu'el Sol, tien una temperatura superficial de 4425 ± 90 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 9,4% de la lluminosidá solar.
El so radiu correspuende al 68% del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,56 km/s.
Ye, al igual que munches otres nanes de tipu K5, un «rotor» lentu, que'l so periodu de rotación pue ser d'hasta 22 díes.
Tocantes a el so conteníu metálico, el so índiz de metalicidá ([Fe/H] = +0,34) ye significativamente más eleváu qu'el del Sol.
Amuesa actividá cromosférica.
HD 166348 forma parte de l'Asociación Local o Grupu de movimientu de les Pléyades.
Alcuéntrase a 42,8 años lluz de distancia del Sistema Solar, siendo la estrella conocida más cercana a ella Gliese 732, a 6,5 años lluz.
HD 167042
HD 167042 (HR 6817 / HIP 89047) ye una estrella na constelación del Dragón. De magnitú aparente +5,95, ta asitiada a 163 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 167042 ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura superficial de 5010 K. Sicasí, el so radiu, namái 4,4 vegaes más grande qu'el del Sol, y la so lluminosidá, 11 vegaes mayor que la lluminosidá solar, paecen indicar que HD 167042 ye en realidá una estrella subxigante, onde'l nucleu d'heliu nun ta lo suficientemente caliente por que se empecipiara'l tresformamientu en carbonu y oxíxenu. La so edá envalórase ente 1200 y 3200 millones d'años.
HD 167042 tien una metalicidá daqué mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación proyeutada, 1,5 km/s, implica que el so periodu de rotación pue ser d'hasta 146 díes. Con una velocidá relativa respectu al Sol unes 5 vegaes más alta de lo habitual (67 km/s), puede tratase d'una estrella proveniente d'otra rexón de la galaxa.
El planeta descubiertu alredor de la estrella, HD 167042 b, tien una masa mínimo 1,6 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Muévese nuna órbita prácticamente circular a 1,30 UA de la estrella —un 30% más de la distancia que dixebra la Tierra del Sol—, siendo'l so periodu orbital de 416,1 díes (1,14 años).
HD 168607 y HD 168625
HD 168607 y HD 168625 son dos estrelles asitiaes na constelación de Sagittarius a apenes 1 minutu d'arcu una de la otra y amás mui cerca de la Nebulosa Omega. Son demasiáu débiles cómo pa podese ver a simple vista, pero tán al algame de cualesquier telescopiu.
La distancia de dambos astros desconozse; pa dellos autores los dos tán a la mesma distancia -y acomuñaes a la nebulosa enantes mentada-, y p'otros nun lo tán, habiendo nésti caso discrepancies considerables sobre cual ta más cerca o más llueñe de dicha nebulosa.
No que sí tán toos d'alcuerdu ye en que son dos tales estrelles hiperxigantes, y amás variables azules lluminoses que dexaron tras la fase de superxigante colorada -anque dellos autores consideren a la segunda qué tanto perteneciente a ésa clase d'estrelles, sinón cómo "durmiente" al esperimentar namái un cambéu del so tipu espectral y pola presencia d'una nebulosa al so alredor de la que se fala embaxo-.
Los sos respectivos tipos espectrales son B9 y B6, y les sos lluminosidaes respectives son, asumiendo una distancia de 2,2 quiluparsecs para HD 168607 y de 2,8 kiloparsecs pa HD 168625, de 240.000 vegaes y 860.000 vegaes de la del Sol, polo que la primera ye una variable lluminosa azul de baxu rellumu comparable a HD 160529 y la segunda amás una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea (anque otres estimaciones asitiar a una distancia d'apenes 1,2 kiloparsecs faciéndola "namá" 170.000 vegaes más brillosa que la nuesa estrella y una de les variables lluminoses azules menos brilloses que se conocen).
HD 168625 ye d'especial interés por afayase la presencia al so alredor de dos nebuloses que fueron estudiaes en detalle per aciu el Telescopiu espacial Hubble y el Telescopiu espacial Spitzer: una interna de forma anular que se cree pudo ser espulsada por ella nun episodiu de variable lluminosa azul fai 1000 años, y otra esterior más del doble de grande que la so forma ye bipolar y recuerda a la d'un reló de sable que pudo ser espulsada n'otru episodiu fai 4000 años. En base a la presencia d'ésta última consideróse la posibilidá de que la estrella precursora de la supernova 1987A na Gran Nube de Magallanes fuera tamién una estrella variable lluminosa azul, ya inclusive la de qu'esta estrella pueda españar como supernova nun futuru cercanu.
HD 168746
HD 168746 (HIP 90004 / SAO 161386 / BD-11 4606) ye una estrella na constelación de Serpens de magnitú aparente +7,95, asitiada na llende de Serpens Cauda (la cola de la culiebra) con Scutum. Al ser tan tenue nun ye visible a simple vista, pero sí con binoculares o con pequeños telescopios. En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 168746 ye una nana mariella de tipu espectral G5V con una temperatura superficial de 5495 K.
Ye una estrella análoga al Sol que la so lluminosidá ye un 10% mayor que la lluminosidá solar y que la so masa envalorada equival al 92% de la masa solar. Tien una metalicidá daqué menor que la del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,07. Nun hai evidencia d'actividá cromosférica y piénsase que la edá de la estrella puede ser de 3750 millones d'años d'años. Alcuéntrase a 141 años lluz del Sistema Solar.
Alredor de HD 168746 afayóse un planeta estrasolar, denomináu HD 168746 b, con una masa mínimo de 0,23 vegaes la masa de Xúpiter, o lo que ye lo mesmo, 0,77 vegaes la masa de Saturnu, lo que-y asitia como unu de los planetes más pequeños descubiertos. Asitiáu mui cerca de la estrella —apenes a 0,065 UA— completa una órbita cada 6,4 díes. La temperatura superficial d'equilibriu del planeta a esta distancia ye de 900 K.
HD 169830
HD 169830 (HR 6907 / HIP 90485 / SAO 186838) ye una estrella de magnitú aparente +5,91 asitiada 1,5º al oeste de Kaus Medius (δ Sagittarii) na constelación de Saxitariu.
Alcuéntrase a 118,5 años lluz del Sistema Solar.
Dende 2003 conozse la esistencia de dos planetes n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 169830 ye una nana mariella de tipu espectral F7V o F8V. Con una temperatura efectivo de 6266 K y 4,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ye una estrella asemeyada a Asellus Primus (θ Bootis), pero ta 2,5 vegaes más alloñada qu'ésta. El so radiu ye un 80% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,8 km/s.
HD 169830 tien una elevada metalicidá, con una bayura relativa de fierro un 62% mayor que la del Sol. Amuesa un arriquecimientu similar de titaniu, non tan acusáu pa elementos como níquel, siliciu y sodiu, con conteníos percima de los valores solares en redol al 25%.
El primera planeta, HD 169830 b, afayóse en 2000 y tien una masa mínimo casi 3 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. A una distancia de 0,8 UA de la estrella —un 20% más cerca que la Tierra del Sol—, completa una órbita cada 226 díes.
El segundu planeta, HD 169830 c, alcuéntrase más alloñáu, a una distancia similar a la que s'atopa'l cinturón d'asteroides respectu al Sol. Tien una masa 4 vegaes mayor que la de Xúpiter y completa una órbita cada 2102 díes. Afayóse en 2003.
HD 170657
HD 170657 (GJ 716 / HIP 90790 / SAO 161557) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +6,82. Alcuéntrase a 43,1 años lluz del Sistema Solar.
HD 170657 ye una nana naranxa de tipu espectral K2V bien paecida a la componente menos brillosa del sistema Alfa Centauri.
Tien una temperatura efectivo de 5156 K —5038 K según otru estudiu— y relluma con una lluminosidá que correspuende al 32% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu qu'el Sol, el so diámetru equival al 76% del diámetru solar.
La so masa ye igual al 81% de la que tien el Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,5 km/s.
La so edá nun se conoz con exactitú, tando entendida nel ampliu rangu que va dende los 1.600 hasta los 6.100 millones d'años.
Anque'l conteníu metálico de HD 170657 ye inferior a la solar, nun esiste consensu al respective de la cuantía d'esta estrema. 
Diversos estudios señalen el so índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,24 —que correspuende al 58% del valor solar— y -0,15.
Otros elementos evaluaos tamién presenten niveles inferiores a les solares, siendo'l níquel l'elementu qu'amuesa un emprobecimientu más acusáu ([Ni/H] = -0,22).
HD 17156
HD 17156 ye una estrella perteneciente a la constelación de Cassiopeia, que tien siquier un planeta estrasolar orbitándola. Basáu nel so magnitú absoluta de 3.70 y la so tipu espectral G0, ye una estrella subxigante, lo que significa que la estrella ye más caliente qu'el Sol, y hai casi consumíu la totalidá del hidróxenu del so nucleu estelar. La so magnitú aparente ye 8.17, por o que nun puede ser reparada a güeyu desnudu, pero puede ser acolumbrada utilizando binoculares Alcuéntrase a 255.19 años lluz del nuesu sol.
Ye 20% más masivo qu'el nuesu sol, y el so radiu ye un 47% mayor. basáu n'observaciones de la so cromósfera, créese que ye 110 millones d'años más vieya qu'el Sol.
Ye la primer estrella de la constelación de Cassiopeia que tien un planeta estrasolar, HD 17156b, que afayóse en 2007.
HD 172051
HD 172051 (HR 6998) ye una estrella de magnitú aparente +5,87 na constelación de Saxitariu, asitiada al oeste de ξ Sagittarii, al norte de φ Sagittarii y Nunki (σ Sagittarii), y al nordés de Kaus Borealis (λ Sagittarii). Alcuéntrase a 42,3 años lluz del Sistema Solar.
HD 172051 ye una nana mariella con carauterístiques asemeyaes a les del Sol.
Tien tipu espectral G6V y una temperatura superficial de 5600 K, unos 180 K más fría que'l Sol.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 68% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 10% más pequeñu qu'el del Sol y la so masa ye de 0,87 mases solares.
Piénsase que ye una estrella antigua con una edá envalorada de 8800 millones d'años. Nun se detectó escesu nel infrarroxu nin a 24 μm nin a 70 μm, lo qu'en principiu refuga la presencia d'un discu de polvu al so alredor.
HD 172051 tien una metalicidá inferior a la del Sol, equivalente al 60% de la mesma ([M/H] = -0,22).
Esti empobrecimientu reparar en tolos elementos evaluaos, tales como fierro, sodiu, siliciu, titaniu y níquel, siendo más patente nel casu del manganesu ([Mn/H] = -0,31). Coles mesmes, amuesa una rellación oxíxenu/hidróxenu inferior a la solar.
A finales de 2003, los astrónomos que trabayen nel Proyectu Darwin de la Axencia Espacial Europea anunciaron qu'escoyeren a HD 172051 como'l principal oxetivu dientro d'un grupu d'estrelles próximes que s'asemeyen al Sol y que pueden allugar dalgún tipu de vida terrestre. Utilizando la técnica de interferometría d'anulación van intentase afayar planetes tenues. Si atopa un planeta terrestre dientro de la zona de habitabilidad, l'analís de la mesma lluz del planeta va sirvir pa detectar la posible presencia de agua, oxíxenu y dióxidu de carbonu na so atmósfera.
HD 172555
HD 172555 (HR 7012) ye una estrella asitiada na constelación del Pavu de magnitú aparente +4,78.
Alcuéntrase a 93 años lluz del Sistema Solar y ye miembru de la Asociación estelar de Beta Pictoris.
HD 172555 ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V.
Tien una temperatura efectivo de 7816 K y el so diámetru angular envaloráu, 0,66 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 2,0 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 175 km/s.
Col doble de masa qu'el Sol, ye una estrella bien nueva, con apenes 12 millones d'años d'edá comparada colos 4600 millones d'años d'edá del nuesu Sol.
HD 172555 tien una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,07). Dellos elementos, sicasí, presenten niveles bien elevaos, como ye'l casu del vanadiu y del cobre; el primeru ye cuatro veces más abondosu que nel Sol y el segundu ye cinco veces más abondosu ([Cu/H] = +0,71).
HD 172555 tópase arrodiada por un peculiar discu circumestelar de polvu fino, afayáu pola so emisión infrarroxa.
La mineraloxía del polvu ta compuesta principalmente por materiales bien refractarios que nun tán n'equilibriu, con aprosimao trés cuartes partes de los átomos de siliciu formando especies de xil (SiO2).
Ríquense los espectros d'emisión termal de formes vítrees de xil, como tektita y obsidiana de laboratorio —especies atopaes n'impactos y sistemes magmáticos— pa poder afaer los datos.
La bayura de partícules del tamañu de micrómetrus aboga por una fonte de material recién nos últimos cientos de miles d'años.
El polvu alcontrar a 5,8 ± 0,6 UA de la estrella equivalente a 1,9 UA del Sol—, dientro de la rexón de formación de planetes terrestres.
La masa del polvu fino ye 4 × 10 – 2 × 10 kg, equivalente a la d'un asteroide con un radiu de 150 - 200 km.
Tamién se detectó gas de SiO. Aprosimao 10 kg de gas SiO, formáu por vaporización de roques de silicatos, tópase presente nel sistema, al pie de una población estremada de granos bien grandes y fríos, qu'apodera —tocantes a masa— el material circumestelar sólidu.
La conclusión a la que se llegó ye que'l polvu y el gas reparaos, la falta d'un discu circumestelar de gas trupo, l'actividá de rayos X, y la presencia d'un discu estendíu de meteoroides β, tienen el so orixe nun impactu xigante a gran velocidá (> 10 km/s) ente planetesimales predresos grandes, similar al que dio llugar a la formación de nuesa Lluna —vease hipótesis del gran impactu.
De los dos oxetos que topetaron ente sigo, unu tenía aprosimao la masa de la Lluna y l'otru la masa de Mercuriu, quedando'l primeru destruyíu pol choque y el segundu seriamente estropiáu.
HD 179821
HD 179821, tamién conocida cómo V1427 Aql, ye una estrella de la constelación del Águila. Ye demasiáu débil pa ser reparada a güeyu y precisa de siquier unos binoculares pa ser reparada. El so tipu espectral ye G5 y ta envolubrada por una capa de materiales espulsaos que foi estudiada con ayuda del Telescopiu Espacial Hubble.
Magar pa dellos autores ye una estrella hiperxigante de carauterístiques físiques similares a Rho Cassiopeiae, que de fechu dellos autores consideren una presupernova y que taría ente 5 y 6 quiluparsecs del Sol, pa otros ye una estrella de masa entemedio que dexó tras la fase de Caña Asintótica Xigante (AGB) y que ta evolucionando escontra la fase de nebulosa planetaria, considerándose un candidatu a nebulosa protoplanetaria y topándose a una distancia de 1 kiloparsec; ésta discutiniu nes sos carauterístiques físiques ye por cuenta de qu'amuesa carauterístiques de dambos tipos d'oxetos y a que nun se conoz la so distancia esacta. 
De manera similar a IRC+10420, la estrella en realidá paez ser más caliente de lo qu'aparenta.
HD 179949
HD 179949 (GJ 749) ye una estrella na constelación de Saxitariu, visualmente asitiada a pocu más d'un grau de ψ Sagittarii. De magnitú aparente +6,25, apenes ye observable a simple vista anque sí ye fácilmente visible usando binoculares. Alcuéntrase a 88 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta de tipu «Xúpiter caliente» en redol a esta estrella.
HD 179949 ye una nana mariella de tipu espectral F8V. Con una temperatura superficial de 6260 K, ye unos 500 K más caliente qu'el Sol. Tamién ye daqué más grande y más masiva; el so radiu ye 1,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa ye 1,28 vegaes mayor.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 65% mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,22), envalorándose la so edá en 2050 millones d'años.
El so conteníu de beriliu ye asemeyáu al solar pero'l so conteníu de litiu (log[Li] = 2,65) ye notablemente cimeru.
La cromosfera de la estrella, reparada en lluz ultravioleta mientres más d'un añu, amuesa un llurdiu brillosu producida por una gran nube magnética que se mueve al mesmu ritmu que'l planeta al traviés del so órbita. Piénsase que'l llurdiu ye producida pola interaición ente'l campu magnéticu del planeta y la cromosfera de la estrella.
HD 179949 ye miembru del supercúmulu de les Híades que, ente otres estrelles, inclúi a κ Tucanae, ι Horologii, 50 Persei y 61 Piscium, toes elles de carauterístiques asemeyaes.
En 2000 dar a conocer la esistencia d'un planeta estrasolar (HD 179949 b) que la so masa mínimo ye 0,95 vegaes mayor que la de Xúpiter. Muévese nuna órbita prácticamente circular a una distancia de 0,045 UA de la estrella, una novena parte de la esistente ente Mercuriu y el Sol. Ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente» con un periodu orbital de pocu más de 3 díes.
HD 181433
HD 181433 ye una estrella de magnitú aparente +8,38 na constelación de Pavu.
Dende 2008 conozse la esistencia de trés planetes estrasolares orbitando en redol a esta estrella.
Asitiada a 87 años lluz del Sistema Solar, HD 181433 apaez catalogada na base astronómica SIMBAD como una xigante o subxigante naranxa de tipu espectral K3III-IV. Sicasí, d'alcuerdu a la base de datos ARICNS, HD 181433 ye una nana naranxa de tipu K5V.
Anque los sos parámetros físicos pueden corresponder más a una subxigante qu'a una estrella de la secuencia principal, lo que paez claro ye que nun ye una xigante.
Asina, la so lluminosidá ye inferior a una tercer parte de la del Sol ya igualmente el so radiu ye un 22% más pequeñu qu'el radiu solar.
Tien una temperatura efectivo de 4915 ± 63 K.
Tamién inferior en masa respeutu al Sol —en redol a 0,78 mases solares—, tien una incierta edá de 2000 millones d'años, anque podría ser considerablemente cimeru.
HD 181433 ye una estrella bien rica en metales, siendo la so bayura relativa de fierro 2,1 vegaes mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,33).
Ello ye que ente más de 450 estrelles asemeyaes, namái cuatro —ente elles HD 115585 y HD 83443— tienen una mayor metalicidá.
Tolos elementos evaluaos son sobreabundantes en rellación a los niveles solares. En particular, hai de solliñar el so conteníu de vanadiu, ocho veces más eleváu que nel Sol, según el so conteníu de cobaltu, 5,6 vegaes superior.
En xunu de 2008, el European Southern Observatory (ESO) anunció'l descubrimientu de dos planetes estrasolares orbitando alredor de HD 181433. Los dos planetes fueron afayaos col métodu de la velocidá radial, usando'l espectrógrafu HARPS, asitiáu en Chile. El primeru d'ellos, HD 181433 b, ye un planeta del tipu «supertierra» con una masa 7,5 vegaes mayor que la masa terrestre; mover nuna órbita interna con un periodu orbital de namái 9,37 díes. El segundu planeta, HD 181433 c, ye más masivu y muévese nuna órbita más alloñada con un periodu orbital de 3 años.
Darréu afayóse un tercer planeta, HD 181433 d, asitiáu a 3 UA de la estrella y que la so órbita ye moderadamente escéntrica (y = 0,48).
HD 184499
HD 184499 (HIP 96185 / SAO 68491 / LHS 3469) ye una estrella na constelación de Cygnus asitiada visualmente 78 minutos d'arcu al sur de 8 Cygni.
De magnitú aparente +6,61, nun tien denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, siendo conocida polos sos diversu númberos de catálogu.
HD 184499 alcuéntrase a 104 años lluz del Sistema Solar.
Anque figura catalogada na base de datos SIMBAD como de tipu espectral G0V, el so radiu de 1,416 ± 0,04 radios solares indica que ye una estrella más evolucionada qu'el Sol.
Efectivamente ye una estrella bien antigua que la so edá ta nel rangu de 10.100 - 12.300 millones d'años.
HD 184499 tien una temperatura efectivo de 5798 K y una masa de 0,87 mases solares.
Presenta un conteníu relativo de fierro bien baxu, en redol a una cuarta parte del valor solar.
Les bayures relatives de níquel, sodiu y calciu son daqué mayores a la de fierro, pero sía que non claramente inferiores a les solares.
A diferencia del Sol, ye una estrella del discu gruesu ya inclusive otru estudiu considerar una estrella del halo travesando la nuesa redolada galáctica.
HD 186104
HD 186104 ye una estrella na constelación del Águila de magnitú aparente +7,64. Alcuéntrase na rexón central de la constelación, a unos 2,5º al oeste de η Aquilae y ta asitiada a 135 años lluz del Sistema Solar. 
HD 186104 ye una nana mariella de tipu espectral G0 según consta na base de datos SIMBAD.
Los sos parámetros físiques según el so conteníu metálico son prácticamente iguales a los del Sol.
Tien una temperatura efectivo apenes 8,8 K inferior a la solar y tien una masa de de 1,04 mases solares.
La so lluminosidá ye, sicasí, un 29% mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre si mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,85 km/s.
Al igual que'l Sol, ta na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal, siendo la so edá de 4170 millones d'años —la edá del Sol ye de 4600 millones d'años.
Tocantes a el so conteníu metálico, el so índiz de metalicidá ye bien paecíu al del Sol ([Fe/H] = +0,097).
Otros metales evaluaos como magnesiu, siliciu y níquel son llixeramente más abondosos que nel Sol.
Tocantes a el so conteníu en litiu, ésti ye cimeru a la solar (A(Li) = 1,52). Sicasí, el Sol paez tar emprobecíu en litiu nun factor de 10 frente a otres estrelles de discu asemeyaos.
La cinemática de HD 186104 difier de la del Sol.
Muévese nuna órbita galáctica de moderada escentricidá (ε = 0,21), variando la so distancia al centru de la galaxa ente 5,9 y 9,0 kiloparsecs.
Por ello, anque HD 186104 pudiera ser una estrella del discu finu, ye más probable que perteneza a la denominada «Corriente de Hércules», ampliu grupu d'estrelles que la so velocidá de rotación en redol al centru galácticu difier significativamente de la que tienen la gran mayoría de les estrelles de la Vía Lláctea.
HD 188015
HD 188015 (HIP 97769 / BD+27 3539) ye una estrella na constelación de Vulpecula.
De magnitú aparente +8,24, nun ye visible a simple vista. Alcuéntrase a 172 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
HD 188015 ye una subxigante mariella de tipu espectral G5IV, una estrella asemeyada al Sol pero que terminó la fusión de hidróxenu nel so nucleu.
Tien una temperatura superficial de 5684 ± 31 K y ye llixeramente más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye un 7% más grande qu'el radiu solar y la midida de la so velocidá de rotación proyeutada ye de 0,5 km/s.Presenta una bayura en metales aprosimao doble que la solar ([M/H] = +0,28), siendo especialmente alzada la so bayura relativa de sodiu, 2,6 vegaes más alta que na nuesa estrella.
Con una masa apenes un 2% mayor que la masa solar, ye una estrella antigua.
HD 188015 b, al igual que la mayor parte de los planetes estrasolares, foi afayáu pol métodu de velocidaes radiales. La so masa mínimo ye 1,5 vegaes la masa de Xúpiter. Xira nuna órbita llixeramente escéntrica a una distancia de la estrella un 20% mayor que la que dixebra la Tierra del Sol, na llamada «zona de habitabilidad». Magar nun paez que pueda esistir vida nel planeta —presumiblemente un xigante gaseosu—, sí podría floriar n'hipotéticos satélites que orbitasen alredor.
HD 188753
HD 188753 ye un sistema estelar triple asitiáu a unos 149 años lluz del Sistema Solar na constelación del Cisne. El sistema tamién ye conocíu como ADS 13125 y WDS 19550+4152. De magnitú aparente +7,43, ye bien tenue pa ser reparáu a simple vista pero pue vese con un pequeñu telescopiu.
La so duplicidá visual afayóse en 1895 por George Washington Hough.
Anque en 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor de la componente principal del sistema, posteriores estudios cuestionaron la so esistencia.
La estrella principal del sistema, HD 188753 A, ye una nana mariella de tipu espectral G8V. Tien 1,06 mases solares y una temperatura superficial de 5750 K. Alredor d'ella, a una distancia media de 12,3 UA, atópense dos estrelles bien próximes ente sigo con una masa conxunto de 1,63 mases solares. Completen una vuelta en redol a la nana mariella cada 25,7 años nuna órbita notablemente escéntrica (ε = 0,50).
La estrella secundaria, HD 188753 Ba, ye una nana naranxa de tipu K0V que la so masa equival al 69% de la masa solar.
La so compañera estelar, HD 188753 Bb, ye una nana colorada de tipu M. Separaes ente sigo tan solo 0,66 UA, tienen un periodu orbital de 156 díes.
L'enclín del planu orbital del subsistema Ba-Bb ye casi igual al enclín del planu orbital A-BaBb, polo que'l conxuntu del sistema tien prácticamente una configuración coplanar.
Con una edá envalorada de 5600 millones d'años, el sistema ye daqué más antiguu qu'el Sol.
El posible planeta, denomináu HD 188753 Ab, afayóse en 2005 pol astrónomu polacu Maciej Konacki, del Institutu de Tecnoloxía de California, usando'l telescopiu Keck I nel visu del monte Mauna Kea en Hawaii.
El planeta orbitaría en redol a la estrella principal cada 3,35 díes (80,3 hores) a una distancia media de 0,045 UA —una ventiava parte de la distancia ente la Tierra y el Sol—, siendo del tipu «Xúpiter caliente». La so masa mínimo sería un 14% mayor que la masa de Xúpiter. Si confírmase la so esistencia, sería'l primer sistema estelar triple qu'alluga un planeta.
Los sistemes estelares múltiples nun suelen incluyise na busca de exoplanetas, yá que hasta agora nun esistíen pruebes de que pudieren formase nesti tipu de sistemes.
Esti tipu de planetes en sistemes de dellos soles fueron denominaos «planetes Tatooine», pola so semeyanza col planeta Tatooine de la saga de Star Wars.
HD 189567
HD 189567 (HR 7644 / HIP 98959 / GJ 776) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +6,07. Alcuéntrase a 58 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
HD 189567 ye una nana mariella de tipu espectral G2V con una temperatura superficial de 5726 K.
Nesta mesma constelación, δ Pavonis y ι Pavonis son estrelles asemeyaes; al igual qu'éstes, HD 189567 ye una análoga solar de carauterístiques físiques comparables a les del Sol.
De lluminosidá prácticamente igual a la lluminosidá solar —la so magnitú absoluta tamién ye +4,83—, ye menos masiva que'l Sol, con una masa envalorada de 0,88 mases solares.
Sicasí, paez ser una estrella notablemente más antigua que'l Sol, con una edá envalorada nel rangu de 8000 - 8700 millones d'años. 
Asina, la so bayura relativa de fierro ye namái un 58% de la que tien el Sol,
enclín tamién reparáu n'otros elementos químicos como magnesiu, cromu y bariu; nel casu de circoniu y neodimiu, los valores reparaos son namái llixeramente inferiores a les solares.
Tocantes a la bayura relativa d'elementos llixeros, HD 189567 presenta una bayura relativa de litiu —elementu col rangu de niveles más ampliu ente estrelles asemeyaes al Sol—, inferior a la solar (log[Li] < 0,82).
La so bayura de beriliu ye similar a la de la nuesa estrella.
La metalicidá y cinemática de HD 189567, según el fechu de que nun se conoza nengún planeta xigante orbitando a menos de 2 UA, favorecieron que figure ente los 25 oxetivos principales del Catálogu de Sistemes Estelares Habitables» del Institutu SETI.
En 2011 afayóse la presencia d'un planeta estrasolar de baxa masa, denomináu HD 189567 b, n'órbita alredor d'esta estrella.
Tien una masa mínimo equivalente a 10 vegaes la masa de la Tierra, moviéndose a una distancia de 0,11 UA al respective de HD 189567.
El so periodu orbital ye de namái 14,3 díes.
HD 193664
HD 193664 (HR 7783 / HIP 100017 / GJ 788) ye una estrella na constelación de Draco, el dragón, de magnitú aparente +5,21. Alcuéntrase a 57,3 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
HD 193664 ye una nana mariella de tipu espectral G3V con una temperatura superficial de 5813 K. Ye una análoga solar de carauterístiques físiques similares a les del Sol. La midida directa del so diámetru angular —0,494 milisegundos d'arcu— dexa calcular el so diámetru real; ésti ye daqué más pequeñu qu'el del Sol, equivalente a un 93% del mesmu. Otra manera, la so lluminosidá ye un 18% mayor que la lluminosidá solar.
La so bayura relativa de fierro equival al 76% de la esistente nel Sol. Sicasí, la rellación ente los conteníos de oxíxenu y fierro ye un 48% mayor que nel Sol.
El so metalicidá y cinemática, según el fechu de que nun se conoza nengún planeta xigante orbitando a menos de 2 UA —nun se tien constancia de qu'esista nengún planeta estrasolar—, favorecieron que figure ente los 25 oxetivos principales del "Catálogu de Sistemes Estelares Habitables" del Institutu SETI.
HD 194598
HD 194598 (HIP 100792 / G 24-15) ye una estrella de magnitú aparente +8,36 asitiada na constelación del Delfín.
Alcuéntrase a 182 años lluz del Sistema Solar.
A diferencia del Sol —estrella del discu galácticu—, HD 194598 ye una estrella proveniente del halo galácticu.
Anque la mayor parte de les estrelles de la Vía Lláctea orbitan alredor del nucleu galácticu cerca d'un planu llamáu planu galácticu, dalgunes d'elles provienen d'un halo esferoidal qu'arrodia la galaxa.
Dacuando'l so movimientu orbital llevar a cruciar el discu galácticu y delles estrelles relativamente próximes al Sol —como la Estrella de Kapteyn o la mesma HD 194598— son estrelles provenientes del halo.
El analís elemental de HD 194598 sigue les pautes atopaes n'otres estrelles del halo galácticu. Amuesa una metalicidá desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,10); elementos como escandiu y níquel amuesen una bayura similar a la d'aquél, ente qu'esiste un llixeru aumentu nos conteníos relativos de calciu y magnesiu, entá más marcáu nel casu del europiu.
Nel otru estremu, les bayures relatives de manganesu y cobre son entá más baxes que la de fierro ([Mn/Fe] ≈ [Cu/Fe] ≈ -0,50).
HD 194598 ta clasificada como de tipu espectral F7 V, siendo'l so temperatura efectivo de 5997 K —más baxa de lo que cabría esperar nuna estrella de discu del so mesmu tipu debíu al baxu conteníu metálico—. La so lluminosidá ye un 32% mayor que la del Sol y tien una masa de 0,7 mases solares.
HD 195019
HD 195019 (HIP 100970 / SAO 106138 / GC 28482) ye una estrella binaria na constelación del Delfín de magnitú aparente +6,91. Al ser tan tenue non denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed. En 1998 afayóse un planeta estrasolar alredor de la estrella principal d'esti sistema.
HD 195019 A ye una estrella mariella nana o subxigante de tipu espectral G3IV-V con una temperatura efectivo de 5780 K.
La so lluminosidá ye doble que la del Sol y el so radiu un 40% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2,0 km/s.
La so alta lluminosidá en rellación a la so masa —apenes un 6% mayor que la del Sol— suxure que ye una estrella antigua que puede rematar la fusión nuclear del hidróxenu y empezar a tresformase nuna verdadera subxigante. La so bayura relativa de fierro ye un 20% mayor que la solar.
HD 195019 B, de magnitú +10,6 y separada 3,5 segundos d'arcu —en 1998— de la componente A, ye una nana naranxa de tipu espectral K3. La distancia mínima ente dambes estrelles ye de 150 UA, siendo el so periodu orbital de siquier 1500 años.
El sistema mover a una velocidá relativa de 112 km/s en rellación al Sol, cifra unes 7 vegaes más alta que la media, suxuriendo que ye una estrella procedente d'una parte distinta de la Vía Lláctea.
Orbitando alredor de HD 195019 A afayóse un xigante gaseosu (HD 195019 Ab) con una masa mínimo de 3,7 vegaes la masa de Xúpiter. Asitiáu mui cerca de la estrella —a 0,14 UA, una tercer parte de la distancia ente Mercuriu y el Sol— completa una órbita casi circular cada 18 díes, polo que se trata d'un planeta del tipu «Xúpiter caliente».
HD 196885
HD 196885 (HR 7907 / HIP 101966 / SAO 106360) ye una estrella de la constelación del Delfín alcontrada a 31 segundos d'arcu de ι Delphini.
De magnitú aparente +6,39, nun tener denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, siendo conocida polos sos diversu númberos de catálogu.
Alcuéntrase a 107,6 años lluz del Sistema Solar.
En 2005 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 196885 ye una estrella blancu-mariella con una lluminosidá 2,47 vegaes mayor que la del Sol. Tien una masa de 1,33 mases solares y un diámetru un 79% más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 8,0 km/s.
La so elevada lluminosidá, característica d'una estrella subxigante, indica que ye una estrella más evolucionada que'l Sol con una edá envalorada de 2000 ± 500 millones d'años.
De tipu espectral F8IV, la so temperatura superficial ye de 6340 K.
El so conteníu metálico, espresáu como [Fe/H], ye un 62% mayor qu'el del Sol; coles mesmes, la so bayura relativa de litiu ye claramente cimeru al de la nuesa estrella (log[Li] = 2,58), fechu que nun ye especialmente notable una y bones el Sol paez tar emprobecíu en litiu al respective de otres estrelles de discu.
En 2011 afayóse que HD 196885 tien una compañera estelar, HD 196885 B, una nana colorada de tipu M1V que orbita a una distancia averada de 20 UA al respective de la estrella primaria.
De la mesma, HD 196885 constitúi una estrella doble al pie de BD+10 4351, de magnitú +10,4.
La separación visual ente elles ye de más d'un minutu d'arcu.
Si tán gravitacionalmente amestaes, BD+10 4351 taría asitiada a una distancia mínima de 6300 UA de la binaria HD 196885, lo que plantega series duldes sobre si formen un verdaderu sistema estelar.
Alredor de la estrella principal del sistema, HD 196885 A, afayar en 2007 un planeta xovianu (HD 196885 Ab) con una masa envalorada de 2,98 vegaes mayor que la masa de Xúpiter.
Completa una órbita cada 1326 díes —3,6 años— a una distancia media de 2,6 UA.
HD 199288
HD 199288 (HIP 103458 / GJ 9712 / LHS 503) ye una estrella na constelación de Microscopium de magnitú aparente +6,52. Alcuéntrase a 70,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 199288 ye una nana mariella de tipu espectral G2V que la so temperatura superficial ta entendida ente 5655 y 5780 K.
La so lluminosidá ye prácticamente igual a la lluminosidá solar y tien un tamañu llixeramente inferior al del Sol, con un radiu de 0,97 radios solares.
La so metalicidá ye sensiblemente inferior a la solar, con un conteníu relativo de fierro equivalente al 22% del reparáu nel Sol; esti enclín ye más acusada pal manganesu, que la so bayura relativa supón namá'l 14% de l'atopada na nuesa estrella.
Con una masa envalorada de 0,82 ~ mases solares, puede tener una edá de 8100 millones d'años.
A diferencia del Sol —y de la mayor parte d'estrelles de la nuesa redolada—, HD 199288 ye considerada una estrella del discu gruesu. La so órbita galáctica llévala a alloñase un máximu de 880 parsecs respectu al centru del planu galácticu.
HD 202206
HD 202206 (HIP 104903 / SAO 190163) ye una estrella de magnitú aparente +8,08 na constelación de Capricorniu.
Visualmente ente φ Capricorni y χ Capricorni, alcontrar a namái 12 minutos d'arcu de la primera d'elles.
Asitiada a 151 años lluz del Sistema Solar, conócense dos compañeres subestelares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 202206 ye una nana mariella de tipu espectral G6V y 5750 K de temperatura efectivo.
Anque los sos parámetros asemeyar en gran midida a los del Sol, ye una estrella casi idéntica —salvu nel so conteníu metálico, vease más embaxo— a HD 172051, unu de los principales oxetivos dientro de la busca de planetes terrestres.
De tamañu asemeyáu al del Sol —el so radiu ye aprosimao un 8% más grande qu'el de la nuesa estrella—, la so masa envalórase ente un 4% y un 13% mayor que la masa solar.
Relluma con una lluminosidá apenes cimera a la del Sol nun 6%.
Al igual qu'otres estrelles qu'alluguen sistemes planetarios, HD 202206 tien una elevada metalicidá; ésta pue ser el doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,35) y casi 4 vegaes mayor a la reparada en HD 172051.
Les sos bayures de litiu y beriliu son prácticamente iguales a les del Sol.
Tien una edá envalorada de 2040 millones d'años.
HD 202206 b, afayáu en 2002 por variaciones na velocidá radial de la estrella, ye un oxetu que tien una masa mínimo 17 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Al superar les 13 mases jovianas —llinia divisoria ente planetes y nanes marrones—, entraría dientro d'esta última categoría. Muévese a una distancia media de 0,8 UA de la estrella, completando una órbita cada 256 díes.
La órbita ye marcadamente escéntrica (ε = 0,44).
El segundu oxetu, HD 202206 c, orbita a una distancia de 2,55 UA de la estrella. Tien una masa 2,44 vegaes mayor que la de Xúpiter —que correspuende a una masa planetario— y completa una vuelta cada 1383 díes. Esti planeta ta asitiáu en resonancia orbital 5:1 al respective de la nana marrón. El so descubrimientu tuvo llugar en 2004.
HD 20367
HD 20367 ye la sesta estrella más grande de la constelación d'Aries, asitiada mui cerca de la frontera con Perseus. Trátase d'una nana mariella similar al Sol.
En 2002, afayóse un planeta estrasolar orbitando la estrella.
HD 204313
HD 204313 (HIP 106006 / SAO 190362) ye una estrella de magnitú aparente +8,2 encuadrada na constelación de Capricorniu.
Visualmente alcontrar a namái 8 minutos d'arcu al oeste de 36 Capricorni.
Asitiada a 154 años lluz del Sistema Solar, conócense dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 204313 ye una nana mariella de tipu espectral G5V.
Con una temperatura efectivo de 5767 ± 17 K, ye un 19% más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye daqué más grande qu'el radiu solar —en redol a un 10% mayor— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,6 km/s.
Ye daqué más masiva que'l Sol, con una masa ente un 2% y un 5% mayor que la masa solar.
Tien una incierta edá de 3380 ± 2580 millones d'años.
Al igual qu'otres estrelles qu'alluguen sistemes planetarios, HD 204313 tien una alta metalicidá; el so índiz de metalicidá ([Fe/H] = +0,18) correspuende a una bayura relativa de fierro un 50% más alta que la solar.
HD 204313 puede formar un sistema binariu con una tenue estrella que visualmente alcuéntrase 6,22 segundos d'arcu al sur d'ella.
HD 204313 b, afayáu en 2009, tien una masa mínimo 4,05 vegaes mayor que la masa de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 3,08 UA de la estrella, completando una órbita cada 1931 díes (5,28 años).
La órbita nun ye descomanadamente escéntrica (ε = 0,13).
El so descubrimientu tuvo llugar en 2011.
HD 207129
HD 207129 (HR 8323) ye una estrella de magnitú aparente +5,58 na constelación de la Grulla.
Alcuéntrase a 52,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 207129 ye una nana mariella de carauterístiques asemeyaes a les del Sol.
Considerada una análoga solar, tien tipu espectral G2V.
La so temperatura efectivo ye de 5912 K y ye un 26% más lluminosa que'l Sol.
Tien un radiu un 7% más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de rotación proyeutada de 3,7 km/s, completando una vuelta sobre sigo mesma cada 12,6 díes.
Con una masa ente 1,0 y 1,15 mases solares, nun se conoz la so edá de forma precisa.
Considerando les pistes evolutives derivaes a partir del so radiu y gravedá superficial (log g = 4,44), llógrase una edá de 3200 millones d'años; sicasí, la edá envalorada a partir del so periodu de rotación ye de 1500 millones d'años, cifra consistente cola so lluminosidá en rayos X.
Nun amuesa actividá cromosférica.
HD 207129 tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— igual a la del Sol ([Fe/H] = 0,00).
Diversos elementos evaluaos tales como sodiu, aluminiu y magnesiu amuesen igual comportamientu.
Sicasí, el nivel de litiu, con una bayura relativa log[Li] = 2,33, ye significativamente más eleváu que na nuesa estrella.
En 1999 afayóse que HD 207129 ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu frío con una temperatura ente 25 K y 50 K.
La masa total de dichu discu ye d'aprosimao 10 mases terrestres y estiéndese dende 100 UA de la estrella hasta 170 - 190 UA al respective de la mesma.
El tamañu típicu de los granos na cinturón planetesimal ta entendíu ente 4 y 7 μm.
HD 208487
HD 208487 (HIP 108375 / CD-38 14804 / SAO 213432) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +7,47.
Puede alcontrase visualmente 47 minutos d'arcu al suroeste de Aldhanab (γ Gruis).
Distante 144 años lluz del Sistema Solar, dende 2004 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar confirmáu alredor d'esta estrella.
HD 208487 ye una nana mariella asemeyada al Sol de tipu espectral G2 V.
La so temperatura efectivo paez tar entendida ente 5929 y 6146 K —nun esiste consensu al respeutu— y ye un 60% más lluminosa que'l Sol.
Tien un diámetru un 20% más grande qu'el diámetru solar.
La so bayura relativa de fierro ye comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
Más masiva que la nuesa estrella, la so masa ye un 18% mayor que la masa solar y piénsase que ye una estrella más nueva que'l Sol, con una edá envalorada de 3880 millones d'años.
HD 208487 b ye'l nome que recibe'l planeta estrasolar descubiertu en 2004.
La separación media al respective de la estrella ye de 0,49 UA, anque la órbita ye claramente escéntrica (ε = 0,32).
Tarda 123 díes en completar una órbita y tien una masa mínimo igual al 45% de la masa de Xúpiter.
Postulóse la esistencia d'un segundu planeta —HD 208487 c— per aciu inferencia bayesiana de los datos de velocidá radial.
Anque primeramente pensóse qu'el periodu orbital del segundu planeta yera de 908 díes, una solución orbital alternativa de 28 díes tamién ye posible.
Piénsase que lo más probable ye que l'actividá de la estrella sía la responsable de les borrafes marxinales detectaos na velocidá radial.
HD 20868
HD 20868 (HIP 15578 / CD-34 1218) ye una estrella asitiada na constelación de Fornax, el fornu. Tien magnitú aparente +9,92, polo que nun ye observable a simple vista. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Asitiada a 159 años lluz del Sistema Solar, HD 20868 ye una subxigante naranxa llixeramente evolucionada de tipu espectral K3/4 IV. Más fría qu'el Sol, tien una temperatura efectivo de 4795 K. El so radiu ye'l 79% del que tien el Sol y relluma con una lluminosidá equivalente al 30% de la lluminosidá solar.
La metalicidá de HD 20868, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,04). Xira sobre sigo mesma más amodo que'l Sol, con una velocidá de rotación envalorada de 1,1 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación de 51 díes. Tien una masa de 0,78 mases solares y la so edá nun se conoz con certidume, cifrándose en 4500 ± 4000 millones d'años.
En 2008 foi afayáu un planeta estrasolar en redol a HD 20868 utilizando'l espectrógrafu HARPS instaláu nel Observatoriu de La Siella (Chile). Denomináu HD 20868 b, tien una masa mínimo'l doble de la de Xúpiter. Muévese a una distancia media de 0,95 UA al respective de la estrella. El so órbita, una de les más escéntriques ente los planetes estrasolares conocíos (ε = 0,75), lléva-y dende una separación de 0,237 UA al respective de HD 20868 nel periastru a 1,66 UA nel apoastru. Completa una órbita cada 380,85 díes.
HD 210277
HD 210277 ye una estrella de magnitú 7 na constelación Acuariu. Ye una nana mariella del tipu G0V, similar al Sol. Tien una masa d'aprosimao 0,92 mases solares, y envalórase que la edá de la estrella ye de 12 mil millones d'años. La estrella nun ye visible a siemple vista, yá que s'atopa a 69 años lluz de la Tierra. Sicasí, ye fácilmente visible con unos prismáticos.
Esta estrella tien un planeta estrasolar masivu orbitando al so alredor. Nel añu 1999, T. Y. Trilling anunció'l descubrimientu d'un discu protoplanetariu basándose n'observaciones de llargor d'onda infrarroxa. Envalórase que'l discu podría ser similar al cinturón de Kuiper del Sistema Solar.
HD 210277 b foi afayáu nel añu 1998 pol equipu de California and Carnegie Planet Search usando l'afortunáu métodu de la velocidá radial. Esti planeta ye, siquier, un 24% más masivu que Xúpiter. La distancia media ye daqué mayor qu'una Unidá Astronómica, esto ye, daqué cimera que la distancia de la Tierra al Sol. Sicasí, el so escentricidá ye bien alta, tantu que nel so periastru la distancia ye casi la metá, y nel apoastru, la distancia aumenta hasta asitiase a una distancia similar ente Marte y el Sol.
Nel añu 2000, un grupu de científicos propunxo, basándose en datos preliminares astrométricos del satélite "Hipparcos", que'l planeta podría tener un enclín de 175,8º y una masa verdadera 18 vegaes la de Xúpiter, convirtiendo nel planeta nuna nana marrón.
De toes formes, ye estadísticamente bien improbable, y dicha especulación inda nun foi confirmada. Si'l planeta orbita nel mesmu planu que'l discu protoplanetario, lo cual podría ser facederu, tendría un enclín de 40º y una masa absoluto de 2,2 vegaes la masa de Xúpiter.
Nel añu 1999 afayóse un discu de polvu alredor de la estrella HD 210277, similar al cinturón de Kuiper del sistema solar. Ta asitiáu ente 30 y 62 UA de la estrella, y envalórase que ye 50 y 80 vegaes más masives que el cinturón de Kuiper.
HD 210702
HD 210702 ye una estrella subxigante naranxa (tipu espectral K1IV) alcontrada a 183 años lluz de la Tierra na constelación de Pegasu. Tien una masa de 1,85 mases solares y un radiu de 4,45 radios solares. Con una magnitú aparente de 5,939, ta próxima de la llende visible al güeyu humanu, pero con prismáticos pue ser vista fácilmente.
N'abril de 2007 foi afayáu un planeta estrasolar orbitando HD 210702, a partir d'observaciones feches nos observatorios Lick y Keck. Esi planeta tien siquier dos veces a masa de Xúpiter y orbita la estrella a una distancia media de 1,17 UA con un periodu orbital de 341 díes.
HD 210918
HD 210918 (HR 8477 / HIP 109821 / GJ 9774) ye una estrella de magnitú aparente +6,26 na constelación de la Grulla, asitiada visualmente a 11 minutos d'arcu al este de μ Gruis.
Alcuéntrase a 72 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 210918 ye una nana mariella de carauterístiques asemeyaes a les del Sol. Considerada una análoga solar —y candidata a ximielga solar—, el so tipu espectral ye G2V.
Tien una temperatura efectivo de 5761 K y ye un 30% más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye un 18% más grande qu'el radiu solar y tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol; unes fontes señalen una bayura relativa de fierro apenes inferior a la del Sol igual al 93% de la mesma—, ente qu'otres apunten un emprobecimientu más acusáu d'esti metal equivalente al 66% del conteníu solar—.
Otros metales pesaos tales como cromu, magnesiu, bariu, europiu y itriu siguen esta mesmu enclín, ente que el neodimiu, otra manera, paez ser más abondosu que na nuesa estrella.
Un estudiu indica una edá de 3850 millones d'años, ente qu'otru, que considera conjuntamente l'actividá cromosférica y el periodu de rotación —xirocronoloxía—, establez una edá notablemente mayor de 8500 millones d'años, teniendo en cuenta que la estrella amuesa bien baxa actividá cromosférica.
HD 211415
HD 211415 (GJ 853 / HR 8501 / HIP 110109) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +5,34. Ta asitiada al sur de Al Nair (α Gruis) y δ Gruis, al suroeste de β Tucanae y norte de α Tucanae. Alcuéntrase a 44,4 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
HD 211415 ye una estrella binaria compuesta por una nana mariella y una nana colorada visualmente a 3 segundos d'arcu —añu 1980—, con una separación media real ente dambes en redol a les 46 UA.
La estrella mariella, de tipu espectral G0V, ye una análoga solar con una temperatura efectivo de 5850 ± 14 K.
Tien una lluminosidá un 10% mayor que la del Sol y una masa de 0,93 mases solares. El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye menos de la metá de la del Sol. Esta pauta tamién se repara pa otros metales evaluaos, tales como cobaltu, cobre, níquel, cinc y magnesiu; el conteníu relativo d'esti postreru ye namá'l 38% de la solar.
Esti empobrecimientu ye menos acusáu n'elementos de les tierres rares como europiu, neodimiu y ceriu.
La estrella secundaria, una nana colorada de tipu inciertu, puede tener menos de la metá de masa que'l Sol y un radiu equivalente al 56% del radiu solar. La so lluminosidá paez ser inferior al 1,8% de la lluminosidá solar.
La edá del sistema foi envalorada en 10.200 millones d'años.
HD 213240
HD 213240 (HIP 111143 / CD-50 13701 / GC 31437) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +6,80. Alcuéntrase a 133 años lluz de distancia del Sistema Solar. Dende 2001 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Acordies con la fonte consultada, HD 213240 apaez como una subxigante mariella de tipu espectral G4IV o como una nana mariella de tipu G0/G1V. Tien una masa un 22% mayor que la masa solar y un diámetru un 50% más grande qu'el del Sol.
El so conteníu de fierro en rellación al de hidróxenu pue ser hasta un 70% mayor que nel Sol.
La so edá envalórase en 5110 millones d'años,
lo que supón una antigüedá cimera al Sol nunos 500 millones d'años.
HD 213240 forma una binaria amplia con HD 213240 C, nana colorada de 0,15 mases solares distante siquier 3900 UA de la componente principal.
HD 213240 B, estrella de magnitú 12 asitiada a 20 segundos d'arcu de HD 213240, nun forma parte del sistema.
El planeta estrasolar en redol a HD 213240, denomináu HD 213240 b, mover nuna órbita escéntrica (ε = 0,47) a una distancia media de 2,03 UA al respective de la estrella. El so periodu orbital ye de 2,60 años y tien una masa mínimo 4,5 vegaes mayor que la de Xúpiter.
HD 215497
HD 215497 (HIP 112441 / SAO 247578) ye una estrella na constelación austral de Tucana de magnitú aparente +8,97. En 2009 afayáronse dos planetes estrasolares orbitando en redol a esta estrella.
HD 215497 ye una nana naranxa, una estrella que, como'l Sol, xenera la so enerxía pola fusión nuclear del so hidróxenu internu.
De tipu espectral K3V, tien una temperatura efectivo de 5113 ± 93 K.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de ε Eridani o Gliese 892, pero ta muncho más alloñada que cualesquier d'elles, yá que s'atopa a 143 años lluz de distancia.
La metalicidá de HD 215497 ye cimera a la del Sol ([Fe/H] = +0,23 ± 0,07). Con una masa de 0,87 mases solares, la so edá ye inferior a 7000 millones d'años.
La so lluminosidá ye aprosimao la metá de la lluminosidá solar.
El planeta más internu, designáu HD 215497 b, orbita a una distancia media de 0,047 UA al respective de la estrella. 
Ye del tipu «Súper-Tierra», siendo la so masa mínimo 6,6 vegaes mayor que la masa de la Tierra.
El segundu planeta, denomináu HD 215497 c, tien una masa mínimo 0,33 vegaes la masa de Xúpiter. La so distancia media a la estrella ye de 1,28 UA y el so periodu orbital ye de 568 díes.
Dambos planetes fueron detectaos col espectrógrafu HARPS.
HD 216770
HD 216770 (HIP 113238 / SAO 191502) ye una estrella na constelación del Pez Austral de magnitú aparente +8,10, alcontrada 3º al norte de la brillosa Fomalhaut (α Piscis Austrini).
En 2003 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 216770 ye una nana mariellu-naranxa de tipu espectral K0V o G9V que s'atopa a 124 años lluz del Sistema Solar. Más fría qu'el Sol, tien una temperatura de 5424 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 74% de la lluminosidá solar.
El so radiu y la so masa correspuenden, respectivamente, al 96% y al 89% de los parámetros solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 3 km/s, siendo'l periodu de rotación de 35,6 díes.
HD 216770 presenta un conteníu metálico altu en comparanza al del Sol. El conteníu relativo de fierro ye un 73% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,24), ente que nel casu del magnesiu y del aluminiu, los conteníos son más del doble que los de la nuesa estrella.
El planeta estrasolar descubiertu, HD 216770 b, tien una masa cimero al 65% de la masa de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 0,46 UA de la estrella, siendo la órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,37).
HD 217107
HD 217107 ye una estrella de magnitú aparente +6,18 asitiada na constelación de Piscis.
Anuncióse la esistencia de dos planetes estrasolares alredor d'esta estrella.
HD 217107 ye una subxigante mariella de tipu espectral G8IV
Tien una temperatura efectivo de 5646 K y el so magnitú absoluta, +4,71, asitiar nel diagrama de Hertzsprung-Russell unes décimes percima de la secuencia principal.
El so diámetru ye un 14% más grande qu'el del Sol y el so periodu de rotación ye d'aprosimao 39 díes.
HD 217107 tien una masa apenes un 5% mayor que la masa solar y ye una estrella antigua, con una edá de 7320 - 7410 millones d'años.
Como cabría esperar pola so edá, nun presenta actividá cromosférica.
La metalicidá de HD 217017, datu rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye 2,3 vegaes mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,37).
Otros elementos como níquel y magnesiu son igualmente más abondosos que na nuesa estrella.
D'especial interés ye'l conteníu de siliciu, yá que se constató qu'esiste una estrecha correllación ente'l conteníu d'esti elementu y la presencia de sistemes planetarios.
La rellación [Si/Fe] en HD 217017 ye -0,03.
Tocantes a los elementos llixeros, HD 217017 tien un bien so conteníu de litiu (log[Li] < 0,4) y ta tamién emprobecida en beriliu en rellación a los valores solares.
Anuncióse la esistencia de dos planetes n'órbita alredor de HD 217017.
El planeta interior, denomináu HD 217107 b, tien una masa mínimo 1,39 vegaes mayor que la de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 0,075 UA al respective de la estrella y completa una vuelta alredor de HD 210107 cada 7,13 díes.
El segundu planeta, HD 217107 c, tien una masa 2,60 vegaes mayor que la de Xúpiter. A una distancia media de 4,32 UA de la estrella —la órbita ye bien escéntrica—, el so periodu orbital ye de casi nueve años.
Adicionalmente, per aciu interferometría de moteáu detectar en dos causes —con un intervalu de tiempu de quince años— una acompañante a 0,3 segundos d'arcu de HD 217107.
Sicasí, n'otros trés causes más non pudo confirmase la presencia de la posible acompañante, magar utilizar la mesma técnica. 
Por ello, especulóse que'l planeta esterior puede nun ser en realidá un planeta, sinón una tenue nana colorada de tipu M tempranu, una y bones la suma de mases d'esta binaria sería consistente colos elementos orbitales propuestos.
Les relaciones C/O y Mg/Si dexen inferir la composición d'hipotéticos planetes terrestres. 
El valor de dambos cocientes en HD 217107 indica, per una parte, qu'el siliciu atoparíase formando silicatos y diverses especies de xil, y por otra, que los silicatos predominantes seríen olivino y piroxeno, nuna secuencia de condensación similar a la solar.
Si esistieren planetes terrestres, cabría esperar que tuvieren una composición asemeyada a la de la Tierra.
HD 219077
HD 219077 (HR 8829) ye una estrella de magnitú aparente +6,12 na constelación de Tucana.
Alcuéntrase a 96 años lluz del Sistema Solar.
HD 219077 ye una nana mariella de tipu espectral G8V.
Tien una temperatura efectivo de 5362 ± 18 K y la so lluminosidá ye 2,7 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu prácticamente ye'l doble del radiu solar —diverses fontes señalen un tamañu ente un 94% y un 99% más grande— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
Con una masa ente 0,81 y 1,06 mases solares, ye una estrella antigua con una avanzada edá de 8270 - 8900 millones d'años.
HD 219077 amuesa una bayura relativa de fierro inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,13).
Otros elementos evaluaos como carbonu, magnesiu y siliciu, son tamién daqué deficitarios en rellación a los niveles solares.
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 219077.
La rellación C/O ye 0,55, lo qu'implica que, al igual que na Tierra, el siliciu sólido fundamentalmente atoparíase formando cuarzu y silicatos.
La rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 1,15, polo que los silicatos presentes son predominantemente olivino y piroxeno, nuna secuencia de condensación asemeyada a la solar.
D'esistir planetes terrestres, cabría esperar que tuvieren una composición asemeyada a la de la Tierra.
HD 221287
HD 221287 (HIP 116084 / SAO 247912) ye una estrella na constelación austral de Tucana de magnitú aparente +7,81. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando en redol a esta estrella.
HD 221287 ye una nana mariella más caliente y lluminosa qu'el Sol de tipu espectral F7V. Con una temperatura efectivo de 6305 K, la so lluminosidá ye un 80% superior a la del Sol y el so radiu ye un 10% mayor qu'el radiu solar. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Zavijava (β Virginis) y ye casi idéntica a Ji Draconis A, pero ta muncho más alloñada que dambes, yá que s'atopa a 173 años lluz de distancia.
La metalicidá de HD 221287 ye asemeyada a la del Sol. Con una masa de 1,25 mases solares, la so edá envalórase nunos 1300 millones d'años.
El planeta, designáu HD 221287 b, tien una masa mínimo 3,09 vegaes mayor que la del planeta Xúpiter. La so distancia media a la estrella ye de 1,25 UA y el so periodu orbital ye de 456 díes. La escentricidá de la órbita ye aprosimao del 8%.
HD 23079
HD 23079 ye una estrella de magnitú aparente +7,12 na constelación de Reticulum asitiada a 110 años lluz del Sistema Solar.
En 2001 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 23079 ye una nana mariella de tipu espectral F9.5V.
Tien una temperatura superficial de 5980 K y la so lluminosidá ye apenes un 1% superior a la del Sol.
El so radiu ye un 10% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 3,0 km/s.
Llixeramente más masiva que'l Sol, la so masa ye un 1% mayor que la masa solar.
HD 23079 amuesa una metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 24% inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,12).
Na mesma llinia tán los niveles d'elementos como carbonu, magnesiu, siliciu y níquel ([Ni/H] = -0,15).
En 2001 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante, denomináu HD 23079 b, n'órbita alredor de HD 23079.
Tien una masa mínimo equivalente a 2,5 vegaes la masa de Xúpiter; esta cifra ye namái un valor mínimu, cuidao que nun ye conocida l'enclín orbital.
Con una separación de 1,5 UA al respective de la so estrella, emplega 626 díes en completar una órbita.
HD 26367
HD 26367 (HIP 21368) ye una estrella na constelación de Cefeo, asitiada al norte de la mesma a 5º del polu norte celeste.
De magnitú aparente +6,56, alcuéntrase a 122 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 26367 ye una nana mariella de tipu espectral F7V que la so temperatura efectivo ye de 6160 ± 70 K.
Aprosimao 3 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa de 1,27 ± 0,10 mases solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 10 km/s.
La metalicidá de HD 26367 ye llixeramente inferior a la que tien el Sol ([M/H] = -0,05).
Sicasí, destaquen los sos elevaos niveles de bariu y estronciu, muncho más altos que los habituales; el bariu ye 2,3 vegaes más abondosa que nel Sol ente que el estronciu ye cuatro veces más abondosu.
Tampoco son lo suficientemente antigües nin lluminoses como p'algamar una etapa evolutiva na cual los elementos del «procesu-s» son sintetizaos nel so núcleos, lo cual nun tien llugar hasta que la estrella algama la «caña asintótica xigante» (RAG). 
Al igual que n'otres estrelles de bariu —que son estrelles xigantes—, piénsase que les peculiaridaes químiques tienen el so orixe na contaminación superficial —tresferencia de masa— dende una compañera estelar cuando ésta taba na RAG, güei convertida nuna nana blanca.
L'analís de les observaciones realizaes pol satélite Hipparcos amosaron que HD 26367 ye una binaria astrométrica.
Los parámetros orbitales del sistema correspuenden a un periodu orbital de 1044 ± 29 díes, una escentricidá ε = 0,23 y un enclín del planu orbital de 100º.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,80 ± 0,05 UA.
La tercer llei de Kepler dexa inferir que l'oxetu acompañante tien una masa de 0,60 ± 0,06 mases solares.
L'escesu nel ultravioleta suxure que dichu oxetu ye una nana blanca, magar les sos carauterístiques nun pueden ser determinaes con precisión.
HD 2638
" HD 2638 " ye una débil estrella de magnitú aparente 10, que s'atopa na constelación de Cetus. Ye una nana mariella y ye similar al nuesu Sol. Namái un pequeñu telescopiu riquir pa vela.
En 2005 el descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitándola foi anunciáu pol Equipu de Busca de Planetes Estrasolares de Xinebra.
HD 269810
HD 269810 (HDE 269810 / RMC 122 / Sk -67 211) ye una estrella que s'atopa na rexón H II DEM 241 na Gran Nube de Magallanes. Visualmente na constelación de Doráu, la so magnitú aparente ye +12,28.
HD 269810 ta catalogada como una xigante azul de tipu espectral O2III(f). El so espectru ópticu y ultravioleta ye característicu d'una estrella ON, polo qu'apocayá foi clasificada como ON2III(f*), categoría apocayá definida. Esta clase foi interpretada en términos d'amiestu del material CNO recicláu na atmósfera y nel vientu estelar.
Con una temperatura superficial averada de 52.500 K, HD 269810 ye una de les estrelles más calientes qu'esisten. Ye coles mesmes descomanadamente lluminosa, rellumando con una lluminosidá más de 2 millones de vegaes superior a la del Sol. El so radiu ye 18,5 vegaes más grande qu'el radiu solar, y con una masa envalorada de 150 mases solares, ye una de les estrelles más masives que se conocen. Sufre grandes erupciones y presenta un ritmu de perda de masa estelar bien eleváu. Tocantes a la so composición química, HD 269810 amuesa una rellación nitróxenu/carbonu apreciablemente más alta (nun factor de 23) que la esistente nel mediu interestelar de la Gran Nube de Magallanes.
Modelos teóricos —considerando una velocidá de rotación nel ecuador inicial de 300 km/s y la metalicidá de la Gran Nube de Magallanes— asitien a HD 269810 cerca de la secuencia principal d'edad cero (ZAMS) nel diagrama de Hertzsprung-Russell, lo cual ye consistente con un tempranu estáu evolutivu.
HD 27894
HD 27894 ye una estrella de magnitú aparente +9,42 na constelación de Reticulum.
En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 27894 ye una nana naranxa de tipu espectral K2V asitiada a 143 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura superficial de 4952 K y la so lluminosidá equival al 34% de la que tien el Sol.
El so radiu ye un 14% más pequeñu qu'el radiu solar y xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 1,15 km/s.
Arriendes d'ello, el so periodu de rotación pue ser d'hasta 44 díes.
La so actividá cromosférica ye baxa.
Menos masiva que'l Sol, envalórase que la masa de HD 27894 ye de 0,72 - 0,80 mases solares.
Primeramente consideróse que la so edá taba entendida nel rangu ente 3900 y 4900 millones d'años, pero estudio más recién otorgar una edá considerablemente mayor de 7700 millones d'años.
En concordanza cola so mayor antigüedá, la so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu gruesu; la so distancia máxima al planu galácticu ye de 820 parsecs —a títulu d'exemplu, el Sol mover ente 5 y 30 pársecs respectu al planu de la galaxa.
HD 27894 amuesa una metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 58% superior a la del Sol ([Fe/H] = +0,20).
Na mesma llinia tán los niveles de tolos elementos evaluaos, siendo'l vanadiu, cinco veces más abondosu que nel Sol, el que presenta una mayor diferencia relativa.
Tocantes a los elementos llixeros, HD 27894 presenta un baxu conteníu tanto de litiu como de beriliu.
Asina, la so bayura de litiu ye significativamente más baxa que la solar (log[Li] < 0,22).
En 2005 dar a conocer la esistencia d'un planeta, denomináu HD 27894 b, n'órbita alredor d'esta estrella.
Tien una masa mínimo equivalente a 0,62 vegaes la masa de Xúpiter y ta dixebráu de HD 27894 0,122 UA, lo qu'equival a menos d'una tercer parte de la distancia qu'esiste ente Mercuriu y el Sol.
HD 30876
HD 30876 ye una estrella de magnitú aparente +7,50 encuadrada na constelación de Caelum, el cincel.
Distante 57,9 años lluz del Sistema Solar, la estrella conocida más cercana a ella ye HD 31560, a 6,8 años lluz, ente que α Caeli alcuéntrase a 10,3 años lluz.
HD 30876 ye una nana naranxa de tipu espectral K2V con una temperatura superficial de 5044 K.
La so lluminosidá equival a un terciu de la del Sol y el so diámetru ye un 27% más pequeñu qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de namái 0,6 km/s.
Con una masa de 0,82 mases solares, la so edá ye incierta; dellos estudios establecen la so edá ente los 440 y los 1440 millones d'años.
HD 30876 presenta un índiz de metalicidá inferior a la solar ([M/H] = -0,11).
Los distintos elementos evaluaos son deficitarios en rellación a la nuesa estrella, estremándose'l sodiu, que la so bayura relativa ye un 30% más baxa que nel Sol ([Na/H] = -0,16).
Coles mesmes, presenta un conteníu de litiu bien baxu (A(Li) = 0,20), siendo unu de los menores nun estudiu lleváu a cabu ente más de 260 estrelles.
HD 330036
HD 330036 (HIP 77662 / CD-48 10371 / ESO 225-1) ye una estrella na constelación de Norma de magnitú aparente +10,6. La so distancia respeutu al Sistema Solar nun ye bien conocida, tando entendida ente 1950 y 7500 años lluz, siendo más probable l'últimu valor.
HD 330036 ye una estrella simbiótica, una clase d'estrelles bien escasa de la conócense menos de 200 representantes. Les estrelles simbiótiques son binaries interactuantes que les sos componentes —una xigante fría y una estrella caliente, xeneralmente una nana blanca— tópense arrodiaes por una nebulosidad. Dientro d'esti grupu, HD 330036 pertenez al denomináu "tipu D"', onde la estrella fría tien tipu espectral F o G.
Magar l'estáu evolutivu de la componente fría de HD 330036 ye revesosu, los sos parámetros son bien conocíos; 650 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so temperatura efectivo ye de 6200 ± 150 K.
Ello implica un radiu 22 vegaes más grande qu'el radiu solar, una masa equivalente a 4,46 mases solares y un periodu de rotación de 10,4 díes.
La temperatura de la estrella caliente pue ser de 60.000 K.
Identificáronse tres envoltures nel infrarroxu, de 850 K, 320 K y 200 K de temperatura, con radios de 2,8 × 10 cm, 4 × 10 cm, y 10 cm, respectivamente —adoptando una distancia a la Tierra de 7500 años lluz. Curiosamente, toes estes envoltures paecen ser circumbinarias. L'analís del espectru revela qu'en HD330036 coesisten tantu hidrocarburos arumosos policíclicos (PAH) como silicatos cristalinos. Los primeres tópense acomuñaos a la envoltura interna de 850 K, ente que los segundos concentrar nes otres dos envoltures. Esiste una fuerte evidencia de que los silicatos cristalinos tán dispuestos nuna estructura con forma de discu.
HD 330075
HD 330075 (HIP 77517 / SAO 226248) ye una estrella na constelación de Norma de magnitú aparente +9,36 asitiada a 164 años lluz del Sistema Solar. Dende 2004 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Catalogada como una nana mariella de tipu espectral G5V nel Catálogu Hipparcos, observaciones recién consideren a HD 330075 como una estrella de tipu K1 con una temperatura efectivo de 5017 K. El so gravedá superficial, menor de la que cabría esperar pa una nana naranxa, suxuren que la estrella evolucionó llixeramente dende la secuencia principal.
Ello ye consistente col so lluminosidá, equivalente al 47% de la lluminosidá solar, mayor que'l valor típicu d'una nana K1V —0,37 vegaes la lluminosidá solar—.
HD 330075 tien una metalicidá comparable a la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada de 0,7 km/s, completando un xiru en 48 díes aprosimao.
La so masa correspuende al 70% de la masa solar, envalorándose la so edá en 6200 millones d'años unos 1600 millones d'años más antigua que'l Sol—.
En 2004 afayóse la presencia d'un planeta alredor de HD 330075, denomináu HD 330075 b, que la so masa mínimo equival al 76% de la masa de Xúpiter. Muévese nuna órbita circular a 0,043 UA de la estrella —un 11% de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol—, polo que ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente». El so periodu orbital ye de namái 3,369 díes.
HD 33564
HD 33564 (HR 1686) ye una estrella de magnitú aparente +5,10 na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
HD 33564 ye una nana mariella de tipu espectral F6V.
Tien una temperatura superficial de 6554 ± 93 K y ye más masiva qu'el Sol, con una masa de 1,34 mases solares.
Igualmente, el so tamañu ye más grande qu'el del Sol —el so diámetru ye un 45% mayor— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 14,5 km/s.
Presenta una mayor bayura relativa de metales que'l Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,21.
Coles mesmes, el so conteníu de litiu (log[Li] = 2,17) ye notablemente más eleváu qu'el de la nuesa estrella.
HD 33564 alcuéntrase a 68,1 años lluz del Sistema Solar. 23 H. Camelopardalis, estrella de carauterístiques bien asemeyaes, alcuéntrase a 11 años lluz d'ella.
Per otra parte, HD 33564 forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, de la que tamién son miembros γ Leporis, 45 Bootis o 34 Leonis, toes elles tamién bien asemeyaes a HD 33564. 
En 2005 dar a conocer la esistencia d'un planeta denomináu HD 33564 b— nuna órbita escéntrica (ε = 0,34) alredor d'esta estrella.
La separación media con ella ye casi la mesma qu'hai ente la Tierra y el Sol, siendo'l periodu orbital de 388 díes.
Anque nun principiu anuncióse que HD 33564 podía tar arrodiada por un discu circumestelar asemeyáu al que tien Vega (α Lyrae), darréu la so esistencia foi refutada.
L'escesu de radiación infrarroxo detectáu a 60 μm provién en realidá d'una galaxa de fondu asitiada na mesma llinia de visión que la estrella.
HD 34328
HD 34328 (HIP 24316 / LHS 204) ye una estrella de magnitú aparente +9,46 asitiada na constelación de Doráu, aprosimao 2,4º al sur de ζ Doradus.
HD 34328 ye una nana mariella de tipu espectral G0Vw con una temperatura efectivo de 5725 K. La so lluminosidá equival a 3/4 partes de la lluminosidá solar y tien un radiu de 0,80 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5,5 km/s, siendo ésti una llende inferior —el verdaderu valor depende del enclín del so exa de rotación al respective de la Tierra—.
Alcuéntrase a 224 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que la Estrella de Kapteyn o Groombridge 1830, HD 24316 ye una estrella procedente del halo galácticu.
La mayor parte de les estrelles de la Vía Lláctea, como'l Sol, tán conteníes nel planu galácticu y orbitan alredor del centru de la galaxa con órbites más o menos circulares.
Sicasí, dalgunes d'elles provienen d'un halo esferoidal qu'arrodia la galaxa —el halo galácticu— y son estrelles bien antigües de bien baxa metalicidá.
El analís elemental de HD 34328 sigue les pautes atopaes n'otres estrelles asemeyaes. Amuesa una bayura relativa de fierro y manganesu desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,50), reparándose un llixeru aumentu nel conteníu relativo de magnesiu ([Mg/Fe] = +0,42).
HD 37124
HD 37124 (Gliese 209 / GJ 209 / HIP 26381) ye una estrella de magnitú aparente +7,68 na constelación de Tauru, asitiada cerca de ζ Tauri. Dende 2005 conozse la esistencia de trés planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 37124 ye una nana mariella de tipu espectral G4V que s'atopa a 108 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tien una temperatura efectivo de 5636 K y la so lluminosidá equival al 84% de la lluminosidá solar.
Malapenes un 2% más grande qu'el Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,2 km/s.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá; una fonte señalar como una estrella de namái 570 millones d'años ente qu'otra estremar como una estrella antigua de 11.700 millones d'años d'edá.
La metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— de HD 37124 ye bien inferior a la solar ([Fe/H] = -0,44); elementos de captura neutrónica como itriu, zirconiu, bariu y ceriu amuesen el mesmu comportamientu.
El sistema planetariu de HD 37124 consta de tres planetes. D'alcuerdu a la so masa —ver tabla debaxo—, piénsase que los trés pueden ser xigantes gaseosos.
HD 3823
HD 3823 ye una estrella de magnitú aparente +5,88.
Ta encuadrada na constelación de Tucana, el tucán, visualmente 2º al sur de η Phoenicis.
Anque HD 3823 apaez catalogada como una nana mariella de tipu espectral G0V, la so elevada lluminosidá —2,3 vegaes superior a la del Sol— ye más consistente con un estatus de subxigante. 
Tien una temperatura superficial de 5948 - 6022 K y el so diámetru ye significativamente más grande qu'el diámetru solar, en redol a un 44% mayor.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 2,3 km/s.
Con una masa apenes un 1% mayor que la del Sol, ye una estrella antigua con una edá envalorada ente 7200 y 8000 millones d'años.
La so órbita galáctica, considerablemente escéntrica (y = 0,30), determina que la so distancia respeutu al centru de la galaxa varie ente 5,77 y 10,69 kilopársecs.
HD 3823 presenta un índiz de metalicidá notablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,30).
Los niveles de tolos elementos evaluaos son menores que na nuesa estrella, destacando'l aluminiu, que la so bayura relativa equival al 40% de la del Sol ([Al/H] = -0,40).
Tocantes a los elementos llixeros, amuesa un conteníu de litiu cimeru a la solar (log[Li] = 2,41), ente que el de beriliu ye comparable al de la nuesa estrella.
HD 38382
HD 38382 (HR 1980 / HIP 27075 / SAO 170756) ye una estrella na constelación de Lepus —la llebre— de magnitú aparente +6,35. Anguaño alcuéntrase a 83 años lluz del Sistema Solar, pero fai 635.000 años tuvo a una distancia de namái 10,7 años lluz, siendo naquella dómina una de les estrelles más brilloses del cielu nocherniegu terrestre con una magnitú visual equivalente a la qu'anguaño tien Dubhe (α Ursae Majoris).
HD 38382 ye una nana mariella de tipu espectral F8.5V, esto ye, una estrella de la secuencia principal daqué más caliente qu'el Sol, con una temperatura efectivo ente 6039 y 6082 K. La so lluminosidá ye un 50% mayor que la lluminosidá solar y el so radiu calculáu a partir de la midida del so diámetru angular, 0,418 milisegundos d'arcu— ye un 15% más grande qu'el radiu solar.
Más masiva que'l Sol —la diferencia en redol al 13% de la masa solar—, envalórase que ye más nuevu que'l Sol, con una edá entendida ente 2100 y 3300 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,9 km/s.
De similar metalicidá que'l Sol ([Fe/H] = -0,04), la bayura relativa d'otros elementos presenta cierta disparidad; los conteníos de oxíxenu, europiu, magnesiu y itriu tán per debaxo de les solares, ente que el de bariu ta claramente percima ([Ba/H] = +0,20).
Les sos carauterístiques favorecieron que sía profusamente estudiada en busca de posibles planetes estrasolares n'órbita al so alredor, magar paez qu'escarez d'ellos.
HD 38858
HD 38858 (HR 2007 / HIP 27435 / GJ 1085) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +5,97. Alcuéntrase a 50,8 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
HD 38858 ye una nana mariella de tipu espectral G4V y 5730 K de temperatura efectivo. Ye una análoga solar que les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les del Sol, con un radiu de 0,95 radios solares y una lluminosidá equivalente al 86% de la lluminosidá solar.
Con una masa de 0,86 mases solares, tien una edá envalorada de 3190 millones d'años, unos 1400 millones d'años menos que la nuesa estrella. La so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu, moviéndose, al igual que'l Sol, cerca del planu galácticu. Sicasí, el so metalicidá, basada na rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, ye namá'l 57% de la que tien el Sol.
La metalicidá y cinemática de HD 38858, según el fechu de que nun se conoza nengún planeta xigante orbitando a menos de 2 UA d'ella —hasta'l momentu nun s'afayó nengún planeta estrasolar—, favorecieron que fuera escoyida ente los 25 oxetivos principales del "Catálogu de Sistemes Estelares Habitables" del Institutu SETI.
HD 39194
HD 39194 ye una estrella na constelación austral de Mensa de magnitú aparente +8,07.
En 2011 afayáronse trés planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 39194 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V que s'atopa a 84 años lluz del Sistema Solar.
Más fría qu'el Sol, tien una temperatura superficial de 5205 ± 23 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 36% de la lluminosidá solar.
Envalórase qu'el so radiu correspuende al 81% del radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 2 km/s.
Tien una masa igual a 0,59 mases solares y nun presenta actividá cromosférica.
HD 39194 presenta un conteníu metálico claramente inferior al del Sol.
Anque dependiendo de la fonte consultada'l so índiz de metalicidá [Fe/H] varia ente -0,41 y -0,61, la so bayura relativa de fierro podría ser namái una cuarta parte de la del Sol.
Los trés planetes que orbitan en redol a HD 39194 fueron afayaos col espectrómetru HARPS instaláu nel telescopiu de 3,6 metros d'ESO nel Observatoriu de La Siella, Chile.
Toos ellos son «supertierres», con mases entendíes ente 3,7 y 5,9 vegaes la masa de la Tierra.
Atópense mui cerca de la estrella —ente 0,05 y 0,17 UA— y, consecuentemente, los periodos orbitales son bien curtios, ente 5,6 y 33,9 díes.
HD 40409
HD 40409 ye una estrella na constelación de Doráu.
De magnitú aparente +3,66, ye la quinta estrella más brillosa na constelación dempués de α, β, γ y δ Doradus.
Alcuéntrase a 86 años lluz del Sistema Solar.
HD 40409 ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III, enantes catalogada como posible subxigante (K1III-IV).
Tien una temperatura efectivo de 4746 K y una lluminosidá 11,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Esti últimu valor, según el so tamañu envaloráu al nun midise directamente'l so diámetru angular —siete veces más grande qu'el del Sol—, dexen concluyir que ye una xigante «menor»; Pólux, la xigante más próxima al Sistema Solar, ye casi cuatro veces más lluminosa que HD 40409.
HD 40409 esibe una metalicidá un 34% superior a la solar ([M/H] = +0,13).
Elementos como fierro y siliciu son significativamente más abondosos que nel Sol.
Ye considerada una estrella del discu gruesu, al igual que la conocida Arturu (α Bootis).
Per otra parte, piénsase que pue ser una estrella binaria, estremu que nun foi confirmáu.
HD 41004
HD 41004 ye una estrella binaria de magnitú aparente +8,65 asitiada na constelación de Pictor.
Conozse la esistencia d'una nana marrón y de un planeta estrasolar nesti sistema estelar.
La componente principal, HD 41004 A, ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV, enantes clasificada como K0V.
Tien una temperatura efectivo de 5242 K y la so lluminosidá equival al 65% de la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 7% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,2 km/s, siendo el so periodu de rotación d'aprosimao 27 díes.
La so edá envalórase en 1600 millones d'años.
La metalicidá de HD 41004 A, datu rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye cimeru a la solar nun 45% ([Fe/H] = +0,16).
Otros elementos como níquel, siliciu y, en menor midida, magnesiu son igualmente más abondosos que na nuesa estrella.
La estrella secundaria, HD 41004 (HDS 814B), ye una nana colorada de tipu M2 y magnitú +12,3.
La separación visual con HD 41004 A ye de 0,53 segundos d'arcu; ello implica que la separación proyeutada ente dambes estrelles ye de 21 UA y el so periodu orbital pue ser de 90 años aprosimao.
El sistema alcuéntrase a 133 años lluz del Sistema Solar.
Dende 2004 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de HD 41004 A, la principal componente del sistema.
Denomináu HD 41004 A b, tien una masa mínimo 2,54 vegaes mayor que la de Xúpiter.
Muévese a una distancia media de 1,64 UA al respective de la estrella y la so órbita ye moderadamente escéntrica (ε = 0,39).
Les relaciones C/O y Mg/Si en HD 41004 A dexen inferir la composición de planetes terrestres. 
El cociente C/O igual a 0,87 implica que, a diferencia del Sistema Solar, el carbonu alcuéntrase en forma de grafitu y carburos como carburu de titaniu y carburu de siliciu.
Silicatos de fierro y magnesiu tales como olivino y piroxeno tamién taríen presentes nes rexones más alloñaes de la estrella.
Per otra parte, HD 41004 B —la nana colorada del sistema— ta acompañada por una nana marrón con una masa mínimo 18,4 vegaes mayor que la de Xúpiter.
HD 4113
HD 4113 (HIP 3391/ SAO 4192693) ye una estrella de magnitú aparente +7,91 asitiada na constelación de Sculptor a 144 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dende 2007 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 4113 ye una nana mariella —un análoga solar de carauterístiques asemeyaes al Sol— de tipu espectral G5V.
Con una temperatura efectivo de 5688 K, la so lluminosidá ye un 22% superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 18% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 1,37 km/s.
Ye una estrella rica en metales, que la so metalicidá ye un 66% mayor que la del Sol.
Amás del planeta —vease más embaxo—, esiste un tercer oxetu más alloñáu que completa'l sistema. Probablemente trátase d'una nana marrón, asitiada ente 8 y 20 UA de HD 4113 con un periodu nel rangu de 20 - 90 años, o bien d'una tenue nana blanca.
El planeta estrasolar, denomináu HD 4113 b, foi afayáu col espectrógrafu CORALIE per aciu el métodu de les velocidaes radiales.
Tien una masa siquier un 56% mayor que la de Xúpiter pero la so característica más notable ye la gran escentricidá de la so órbita (ε = 0,90).
Asina, la so separación al respective de la estrella varia ente 0,12 UA nel periastru a 2,4 UA nel apoastru.
Xuntu a HD 20782 b y HD 80606 b, ye unu de los planetes descubiertos con una órbita mas escéntrica.
HD 4208
HD 4208 (HIP 3479 / SAO 166526 / GJ 9024) ye una estrella de magnitú aparente +7,79 asitiada na constelación de Sculptor cerca de la llende con Cetus.
Alcuéntrase a 107 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2001 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 4208 ye una nana mariella de tipu espectral G5V que tien una temperatura efectivo de 5585 ± 50 K.
Menos lluminosa qu'el Sol, relluma col equivalente al 71% de la lluminosidá solar. El so radiu ye ente'l 89% y el 91% del radiu solar y tien una masa que correspuende al 83% de la masa solar.
La so edá envalorada, 4470 millones d'años, ye prácticamente idéntica a la de la nuesa estrella.
El conteníu de fierro de HD 4208 namái supón el 58% del que tien el Sol, a diferencia d'otres estrelles con planetes xigantes, onde paez haber una rellación ente la esistencia d'estos planetes y una elevada metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—.
Apocayá cuestionóse dicha rellación, suxuriéndose que la presencia de planetes xigantes ta rellacionada con un parámetru amestáu al radiu de la órbita galáctica y non cola metalicidá.
En redol a HD 4208 orbita un planeta denomináu HD 4208 b— con una masa mínimo del 80% de la masa de Xúpiter. Muévese a una distancia media de la estrella de 1,65 UA con un periodu orbital de 812 díes, a lo llargo d'una órbita similar a la de Marte nel nuesu Sistema Solar.
HD 42088
HD 42088 (HIP 29216 / SAO 78049) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +7,56.
Visualmente alcuéntrase a pocu menos de 1,5º al este de χ Orionis.
El nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a esta estrella a una distancia próxima a los 1000 años lluz.
HD 42088 ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O6.5V.
Les estrelles de tipu O son bien escases en nuesa galaxa; en Orión pueden atopase dos exemplos, Mintaka (δ Orionis) y Alnitak (ζ Orionis) y, fora d'esta constelación, cabe solliñar a Naos (ζ Puppis).
La temperatura efectivo de HD 42088 algama los 39.500 K y la so lluminosidá ye 8200 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 10 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 60 km/s.
Dende la superficie de HD 42088 sopla un vientu estelar que fai que pierda masa a razón de 6,4 × 10 vegaes la masa solar per añu.
La so masa nun ye bien conocida, envalorándose ente 15 y 32 mases solares, pero, sía que non, va acabar los sos díes españando como una brillosa supernova.
Tocantes a la edá de HD 42088, piénsase que ta na llamada «edá cero de la secuencia principal» (ZAMS).
HD 4308
HD 4308 ye una estrella de magnitú aparente +6,55 encuadrada na constelación de Tucana.
En 2005 afayóse un planeta de baxa masa n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 4308 ye una nana mariella de tipu espectral G6V o G5V.
Tien una temperatura superficial de 5644 K y la so lluminosidá ye un 2% inferior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 6% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 0,2 km/s.
Tien una masa inferior a la masa solar nun 20%.
A diferencia del Sol, l'alta velocidá espacial de HD 4308 indica que ye una vieya estrella del discu gruesu que la so edá puede ser d'aprosimao 10.900 millones d'años.
Presenta una metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— baxa, menos de la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,34).
Esti empobrecimientu ye entá más patente nel casu del manganesu, pero tamién ye observable, anque en menor midida, para sodiu, cromu y níquel.
Per otra parte, la so bayura relativa de litiu (log[Li] = 1,05) ye igual a la del del Sol o a la de 61 Virginis, estrella asemeyada a HD 4308 qu'alluga tamién un sistema planetariu.
En 2005 afayóse la esistencia d'un planeta de baxa masa, denomináu HD 4308 b, n'órbita alredor de HD 4308.
Tien una masa mínimo equivalente a 14 vegaes la masa de la Tierra —nel rangu d'Uranu o Neptunu—, moviéndose a una distancia de 0,12 UA al respective de la so estrella.
Col fin d'estudiar la mineraloxía d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 4308.
Asina, la rellación C/O ye 0,60, lo qu'implica que, al igual que nel Sistema Solar, el siliciu sólidu alcuéntrase como cuarzu y silicatos, predominantemente formando silicatos de magnesiu.
Nel casu de HD 4308 (Mg/Si = 1,20), éstos son olivino y piroxeno, tamién como nel ámbitu solar.
HD 43848
HD 43848 (HIP 29804 / CD-40 2356) ye un sistema estelar de magnitú aparente +8,64 asitiáu a 121 años lluz del Sistema Solar na constelación de Columba.
La componente principal del sistema ye una nana mariella de tipu espectral G2V. Con una masa equivalente al 89% de la masa solar, ye una estrella cromosféricamente inactiva que la so metalicidá ye prácticamente igual a la solar.
Midíes astrométricas indiquen la esistencia d'una compañera de baxa masa, una nana colorada de tipu M3.5-M6.5 con una masa envalorada de 0,14 mases solares. La separación al respective de la estrella principal ye de 30,9 UA.
Dende 2008 conozse la esistencia d'otru oxetu (HD 43848 b) n'órbita alredor de la estrella mariella.
El so periodu orbital ye de 2371 ± 840 díes, siendo la órbita considerablemente escéntrica (ε = 0,69).
Siendo la so masa mínimo 25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, probablemente ye una nana marrón, anque nun puede refugase que se trate d'una nana colorada de baxa masa.
HD 44594
HD 44594 (HR 2290 / HIP 30104 / SAO 217861) ye una estrella na constelación de Puppis —la popa del Argo Navis— de magnitú aparente +6,59. Ta asitiada nel estremu suroeste de la constelación, al noroeste de Canopo (α Puppis), nordés de β Pictoris y oeste de τ Puppis.
HD 44594 ye una nana mariella de tipu espectral G1.5V con una temperatura superficial de 5840 K.
Tien una masa un 8% mayor que la masa solar y, con un diámetru aprosimao un 11% más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,7 km/s.
Sicasí, la so lluminosidá ye un 25% mayor que la solar, ente que'l so conteníu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos distintos al hidróxenu— ye un 40% mayor qu'el del Sol.
La so edá varia, según la fonte consultada, ente los 4100 y los 5500 millones d'años.
HD 44594 alcuéntrase a 83,8 años lluz de distancia del Sistema Solar. Les estrelles conocíes más próximes a ella son los sistemes estelares HD 41700 y HD 41742, dambos a menos de 8 años lluz.
HD 45184
HD 45184 (HR 2318 / HIP 30503 / GJ 3394) ye una estrella de magnitú aparente +6,37.
Ta encuadrada na constelación del Can Mayor, visualmente a 96 minutos d'arcu de Furud (ζ Canis Majoris). Alcuéntrase a 72 años lluz del Sistema Solar.
HD 45184 ye una nana mariella que les sos carauterístiques son bien paecíes a les del Sol.
De tipu espectral G1.5V, la so temperatura superficial ye de 5869 ± 14 K.
La so lluminosidá supera a la del Sol aprosimao nun 15% y tamién el so diámetru ye daqué más grande qu'el diámetru solar, en redol a un 8%; la so velocidá de rotación proyeutada ye de 2,5 km/s.
HD 45184 presenta un índiz de metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,04).
Les bayures relatives d'elementos como magnesiu, siliciu, calciu, titaniu y níquel son prácticamente iguales a les del Sol; namá'l bariu y el itriu —elementos del procesu-s— paecen ser más abondosos que na nuesa estrella, nel casu del bariu nun factor del 44%.
Coles mesmes, la rellación oxíxenu/hidróxenu ye un 23% más elevada que nel Sol.
HD 46375
HD 46375 (HIP 31246 / SAO 114040) ye una estrella binaria asitiada a 109 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Monoceros, el unicorniu. De magnitú aparente +7,84, ye bien tenue pa ser reparada a simple vista. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor de la componente principal del sistema.
La estrella principal ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IV con una temperatura superficial de 5199 K.
Menos masiva que'l Sol —tien una masa equivalente a 0,91 mases solares—, el so radiu ye similar al radiu solar, lo que pon de manifiestu'l so estatus de subxigante; a diferencia d'una nana naranxa, la fusión nuclear nel so nucleu ta próxima a rematar, lo que se traduz nun aumentu de tamañu y lluminosidá.
Consecuentemente, paez ser una estrella bien antigua, con una edá de siquier 7700 millones d'años; sicasí, la edá envalorada pola so actividá cromosférica ye sensiblemente inferior, en redol a 4960 millones d'años.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cimeru a la del Sol nun 73%.
La componente secundaria del sistema mover a una distancia media de 346 UA de la primaria. Tien una masa envalorada de 0,58 mases solares.
El planeta estrasolar descubiertu, HD 46375 b, orbita en redol a la estrella subxigante a una distancia media de 0,041 UA —unes 9000 vegaes más cerca que la distancia que dixebra les dos estrelles del sistema. Completa una órbita cada 3,024 díes —72,6 hores—, siendo la so masa mínimo equivalente a 3/4 partes de la del planeta Saturnu. 
HD 47536
HD 47536 (HR 2447 / HIP 31688) ye una estrella na constelación del Can Mayor, asitiada cerca de la llende con Puppis y Columba, de magnitú aparente +5,26. Alcuéntrase a 396 años lluz del Sistema Solar. En 2003 y 2007 afayáronse dos planetes estrasolares orbitando alredor d'esta estrella.
HD 47536 ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K0III —K2III según otres fontes— con una temperatura superficial de 4380 K. El valor del so radiu, llográu pola midida directa del so diámetru angular, ye 23,6 vegaes más grande qu'el del radiu solar, y tien una lluminosidá 174 vegaes mayor que la del Sol. Envalórase que la so masa ye daqué mayor que la masa solar.
D'especial interés ye la baxa metalicidá de HD 47536, namái un 20% de la del Sol, a diferencia de la mayor parte de les estrelles con exoplanetas que se caractericen pola so elevada metalicidá. Paez ser una estrella bien antigua, con una edá de 9300 ± 1880 millones d'años.
El primera planeta, HD 47536 b, tien una masa mínimo 5 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y completa una órbita cada 430 díes. El segundu planeta, HD 47536 c, alcuéntrase a una distancia media de 3,72 UA de la estrella, tien una masa 7 vegaes mayor que la de Xúpiter y completa una órbita cada 2500 díes.
HD 50064
HD 50064 ye una estrella hiperxigante azul y Be asitiada na constelación del Unicorniu bono de ver con telescopios pequeños.
Anque apaeza mui cerca del cúmulu abiertu NGC 2301, nun pertenez a ésti apaeciendo cerca solamente por cuenta d'efectos de perspectiva y tando en realidá muncho más llueñe.
Foi relativamente pocu estudiada recibiendo tipu espectral B6, B9, ó B1; los estudios más recién dan una distancia pa ésta estrella de siquier 2.900 parsecs (9.500 años lluz), una lluminosidá d'aprosimao 1.260.000 vegaes la del Sol -convirtiéndola nuna de les de la Vía Lláctea-, un radiu 200 mayor que la solar, y una masa 45 vegaes superior a la de la nuesa estrella.
HD 50064 amuesa pulsaciones con un periodu de 37 díes y el so espectru ye bien similar al de variables lluminoses azules con perda de masa moderao cómo por casu HD 160529, lo que suxure que ye una variable azul lluminosa reparada pulsiando y envolubrándose nuna envoltura circumestelar.
HD 52265
HD 52265 (HR 2622) ye una estrella de magnitú aparente +6,30 asitiada na constelación de Monoceros, el unicorniu.
Alcuéntrase a 94 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dende 2000 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 52265 ye una nana mariella —un análoga solar de carauterístiques asemeyaes al Sol— de tipu espectral G0V.
Con una temperatura efectivo de 6100 ± 60 K, la so lluminosidá ye llixeramente cimera al doble de la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 25% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 3,6 km/s.
El so periodu de rotación ye, a lo más, de 12,3 díes y esisten nicios de rotación diferencial.
Con una masa de 1,20 mases solares, piénsase que tien una edá de 3800 millones d'años.
HD 52265 una estrella rica en metales, que la so metalicidá, dependiendo de la fonte consultada, ye ente'l 54% y el 70% más elevada que la solar.
Sicasí, hai de solliñar l'eleváu nivel de litiu en comparanza al Sol; el valor de log[Li] ye igual a 2,88 en HD 52265, frente a 1,05 nel Sol.
HD 52265 ye miembru del «supercúmulu de les Híades», ampliu grupu d'estrelles que comparten coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu.
Otres estrelles asemeyaes incluyíes nesti grupu son HD 41700, 9 Ceti y ι Horologii.
El planeta estrasolar, denomináu HD 52265 b, foi afayáu de forma independiente por Butler et al. en 2000 y Naef et al. en 2001.
Tien una masa mínimo llixeramente mayor que la de Xúpiter y la so separación al respective de la estrella ye de 0,5 UA.
Emplega 120 díes en completar una órbita.
HD 52711
HD 52711 ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +5,93.
Nun tien denominación de Bayer nin númberu de Flamsteed, siendo conocida polos sos diversu númberos de catálogu.
Alcuéntrase a 62 años lluz del Sistema Solar.
HD 52711 ye una nana mariella de tipu espectral G4V con una temperatura efectivo de 5898 ± 31 K.
La so lluminosidá ye un 29% superior a la solar y la so masa ye apenes un 3% mayor que la del Sol.
Tien un radiu un 10% más grande qu'el radiu solar, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 5,4 km/s.
HD 52711 presenta una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,11).
En comparanza al Sol, ta emprobecida en casi tolos metales evaluaos, siendo'l cobre, con una bayura relativa igual a 2/3 partes de la solar, onde dichu emprobecimientu ye más acusáu.
En contraste, amuesa un conteníu de litiu más eleváu que'l Sol (A(Li) = 1,95 frente al valor solar 0,92).
Per otra parte, pol so cinemática ye considerada una estrella del discu gruesu.
La estrella conocida más cercana a HD 52711 ye Gliese 254, distante 2,6 años lluz.
37 Geminorum, tamién nana mariella, alcuéntrase a 7,5 años lluz d'ella.
HD 53705
HD 53705 ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis, de magnitú aparente +5,54.
HD 53705 ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo de 5815 K.
Relluma con una lluminosidá un 38% superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 14% más grande qu'el radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 1,6 km/s.
Tien una masa de 0,93 mases solares.
HD 53075 forma un sistema binariu con HD 53706, nana naranxa de magnitú +6,85.
De tipu espectral K0.5V, la so temperatura superficial ye de 5378 K.
Tien una lluminosidá equivalente al 40% de la del Sol y una masa un 19% inferior a la masa solar.
El so radiu ye un 21% más pequeñu qu'el del Sol.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 4545 años.
Una tercer estrella, denominada HD 53680, orbita en redol a la binaria HD 53705/HD 53706. Tamién una nana naranxa, tien tipu espectral K6V.
La so masa ye aprosimao igual al 69% de la masa solar.
La so separación visual al respective de HD 53705 ye de 185 segundos d'arcu.
El sistema amuesa una metalicidá ([Fe/H] = 0,22) inferior a la del Sol nun 40%.
Ye deficitariu n'otros elementos evaluaos, destacando los baxos niveles de samariu y itriu.
Alcuéntrase a 53,9 años lluz de distancia del Sistema Solar,
HD 5388
HD 5388 ye una estrella na constelación de Fénix de magnitú aparente +6,8. 
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, a 175 años lluz del Sistema Solar.
En redol a ella orbita una nana marrón, afayada en 2009.
HD 5388 ye una estrella de la secuencia principal blancu-mariella de tipu espectral F6V, non bien distinta de ρ Arietis o 15 Pegasi.
Tien una temperatura efectivo de 6297 ± 32 K y ye 4,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con un diámetru un 91% más grande qu'el diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5 km/s.
La so masa envalórase en 1,21 mases solares y tien una edá ente 2900 y 4580 millones d'años —la cifra varia según la fonte consultada—.
El so conteníu metálico ye aprosimao la metá que nel Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,27 ± 0,02.
Nun presenta actividá cromosférica.
En 2009 afayóse un oxetu, denomináu HD 5388 b, n'órbita alredor de HD 5388.
Anque nun primer momentu pensóse que yera un planeta xigante, estudios posteriores establecieron que la so masa yera 69 ± 20 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, claramente percima de la llende de fusión del deuteriu, lo qu'implica que dichu oxetu ye una nana marrón.
El so periodu orbital ye de 777 díes y el semiexe mayor de la so órbita ye de 1,76 UA.
HD 55575
HD 55575 (HR 2721) ye una estrella de magnitú aparente +5,55 asitiada na constelación de Llobu cerval.
Alcuéntrase a 55,1 años lluz del Sistema Solar.
HD 55575 ye una nana mariella de tipu espectral G0V.
Tien una temperatura efectivo de 5868 ± 26 K y la so lluminosidá ye un 55% más elevada que la lluminosidá solar.
Daqué más grande qu'el Sol, el so radiu ye ente un 15% y un 17% mayor qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,98 km/s.
Tampoco se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida por HD 55575 nin a 24 nin a 70 μm, lo que paez refugar la presencia d'una cantidá significativa de partícules de polvu alredor de la estrella.
La so masa ye un 9% inferior a la masa solar y ye una estrella muncho más antigua que'l Sol, con una edá en redol a los 8000 - 8200 millones d'años.
HD 55575 amuesa un conteníu metálico, espresada en términos de bayura relativa de fierro, netamente inferior al del Sol.
El so índiz de metalicidá, [Fe/H] = -0,37, implica que la bayura d'esti elementu equival al 42% de la solar.
Esti empobrecimientu ponse tamién de manifiestu en tolos elementos evaluaos, siendo menos acusáu nel casu de magnesiu y vanadiu.
Presenta un baxu conteníu de litiu, magar non tantu como'l Sol, que'l so conteníu nesti elementu ye inferior a la mayoría de les estrelles de la secuencia principal.
HD 59686
HD 59686 (HR 2877 / HIP 36616 / SAO 96985) ye una estrella asitiada na constelación de Xéminis. De magnitú aparente +5,45, nun tien denominación de Bayer nin de Flamsteed, siendo conocida davezu pol so númberu de catálogu Henry Draper. Alcuéntrase a 302 años lluz del Sistema Solar. En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
HD 59686 ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura de 4726 K. El so radiu ye 11,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, comparable al de Pólux (β Geminorum) o Menkent (θ Centauri) —xigantes naranxes muncho más cercanes— y al de 14 Andromedae, estrella asemeyada qu'alluga un sistema planetariu. HD 59686 relluma con una lluminosidá 98 vegaes mayor que la del Sol y el so metalicidá paez ser mayor que la solar. Tien una edá envalorada de 2700 millones d'años.
En 2003 afayóse un planeta estrasolar masivu, denomináu HD 59686 b, orbitando en redol a esta estrella. El planeta, con una masa mínimo 5,25 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a lo llargo d'una órbita circular a 0,91 UA de HD 59686, siendo el so periodu orbital de 303 díes.
HD 60532
HD 60532 (HR 2906 / GJ 279 / HIP 36795) ye una estrella na constelación de Puppis. 
Con magnitú aparente +4,46, ye visible a simple vista.
Dende 2008 conozse la esistencia de dos planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella.
Anque na base de datos SIMBAD HD 60532 apaez catalogada como estrella de la secuencia principal de tipu F6V, piénsase que pue tar evolucionando a subxigante (F6IV-V).
Con una temperatura superficial de 6095 K, ye 8,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 1,44 mases solares y rota con una velocidá igual o mayor a 8 km/s.
A fecha de 2009, namái se conoz la esistencia d'otra estrella más masiva que'l Sol qu'albergue más d'un planeta (HD 169830).
HD 60532 tien un conteníu relativo de fierro notablemente menor que la solar ([Fe/H] = -0,42), lo que nun ye habitual en planetes con sistemes planetarios.
Les bayures relatives d'otros elementos como oxíxenu, sodiu, magnesiu, siliciu y titaniu siguen el mesmu enclín.
La so edá envalórase en 2700 millones d'años y falta 84 años lluz del Sistema Solar.
Los planetes orbitan alredor de HD 60532 a una distancia media de 0,77 y 1,58 UA. Les sos respectives mases —considerando un enclín del planu orbital d'aprosimao 20º— equivalen a 3,15 y 7,46 vegaes la masa de Xúpiter.
Dambos periodos orbitales paecen tar en resonancia 3:1.
HD 62301
HD 62301 (HIP 37789 / SAO 60313 / LHS 1944) ye una estrella na constelación del Llobu cerval de magnitú aparente +6,75. Alcuéntrase a 112 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 62301 ye una nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura efectivo de 5837 - 5900 K. Relluma con una lluminosidá 2,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar, y tien un radiu, calculáu a partir de la midida del so diámetru angular (0,376 milisegundos d'arcu), un 39% más grande qu'el radiu solar.
A diferencia del Sol, estrella del discu finu galácticu, HD 62301 ye una estrella del discu gruesu, que la so órbita llevar hasta 200 pársecs de distancia del centru del planu galácticu. Ye una estrella bien antigua, con una edá envalorada de 11.700 millones d'años.
HD 62301 ye notable pol so exigua metalicidá; el so índiz de metalicidá ye [Fe/H] = -0,66, lo que supón un conteníu relativo de fierro d'apenes el 22% del presente nel Sol. En concretu, la bayura relativa de manganesu ye especialmente baxa, en redol al 15% de la solar. Elementos como itriu, circoniu, bariu y ceriu amuesen un emprobecimientu asemeyáu al de fierro. 
HD 6434
HD 6434 ye una estrella de magnitú aparente +7,72.
Ta encuadrada na constelación de Fénix, visualmente 52 minutos d'arcu al sureste de ξ Sculptoris.
Dende l'añu 2000 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 6434 ye una nana mariella de tipu espectral G2V o G3V con una temperatura superficial de 5835 K.
La so lluminosidá ye un 15% superior a la del Sol y tamién el so diámetru ye daqué más grande qu'el diámetru solar, en redol a un 9%.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 1,0 km/s.
HD 6434 presenta un conteníu metálico exiguo, siendo'l so índiz de metalicidá inferior a una tercer parte de la solar ([Fe/H] = -0,52).
Tolos elementos evaluaos son menos abondosos que nel Sol, anque nel casu del aluminiu esti emprobecimientu nun ye tan acusáu.
Tocantes a el so conteníu de litiu —elementu col rangu de niveles más ampliu ente estrelles asemeyaes al Sol—, ésti ye inferior a la solar (log[Li] = 0,70).
En 2000 afayóse un planeta estrasolar orbitando alredor de HD 6434.
Denomináu HD 6434 b, el semiexe mayor de la so órbita ye de 0,14 UA.
Tien una masa mínimo equivalente al 39% de la masa de Xúpiter y emplega namái 22 díes en dar una vuelta completa en redol a HD 6434.
HD 68450
HD 68450 ye una estrella de magnitú aparente +6,44 asitiada na constelación de Puppis, la popa del Navío Argos.
La so distancia nun ye bien conocida, diversos estudios asitiar ente 850 y 1000 pársecs (2770 - 3260 años lluz) del Sistema Solar.
Anque visualmente puede paecer que ye miembru del cúmulu Escorial 27 (vd BH23) —al que pertenecen MX Puppis y VOS Puppis—, piénsase qu'en realidá ta detrás del mesmu.
HD 6845 ye una xigante lluminosa azul de tipu espectral O9.5II, catalogada tamién como B0III.
Tien una lluminosidá 68.656 vegaes superior a la lluminosidá solar y una elevada temperatura efectivo de 29.900 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín del so exa de rotación— de 97 km/s.
Ye una estrella masiva con una masa de 19,6 mases solares y una edá de 6,1 ± 0,2 millones d'años.
La so masa ta claramente percima de la llende a partir del cual estrellar rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
Les estrelles de tipu O —escepcionalmente calientes y lluminoses— son bien escases na galaxa. Naos (ζ Puppis), nesta mesma constelación, ye una de les estrelles de tipu O más brillosos. La so lluminosidá ye unes ocho veces cimera que la de HD 68450.
HD 68456
HD 68456 (HR 3220 / HIP 39903 / SAO 250131) ye una estrella na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis, de magnitú aparente +4,76. Alcuéntrase a una distancia de 70 años lluz del Sistema Solar.
HD 68456 ye, al igual qu'el Sol, una estrella de la secuencia principal, anque de tipu espectral F5V y 6305 K de temperatura. Siendo un 28% más masiva que'l Sol, relluma con una lluminosidá 5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, amosando claramente como un pequeñu aumentu na masa estelar repercute de forma acusada na cantidá de radiación emitida.
La so velocidá de rotación ye de siquier 15 km/s, siendo'l valor del so metalicidá un 44% de la del Sol (Fe/H] = -0,36).
Anque primeramente'l observatoriu espacial IRAS señaló a HD 68456 como un posible candidatu pa tener un discu de polvu similar al de Vega (α Lyrae), posteriores observaciones col Telescopiu espacial Spitzer señalen la escasa significancia del escesu infrarroxu detectáu. 
HD 69611
HD 69611 (HIP 40613) ye una estrella na constelación d'Hidra.
Alcuéntrase 2º al oeste de c Hydrae pero, con magnitú aparente +7,74, nun ye visible a simple vista.
Ta a 159 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 69611 ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F8.
Tien una temperatura efectivo de 5831 K y el so radiu ye un 45% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 11 km/s —llende inferior de la mesma—, polo que rota siquier 5 vegaes más apriesa qu'el Sol.
Presenta un conteníu metálico notablemente baxu, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,58 (una cuarta parte del que tien el Sol).
No referente a la so bayura elemental, ye considerada una estrella del discu gruesu pero'l so cinemática —la escentricidá de la so órbita alredor del centru de la galaxa ye de 0,63— suxure que pue ser una estrella del halo.
Bien antigua, tien una edá averada de 11.600 millones d'años.
HD 69830
HD 69830 ye una estrella de tipu G7,5-K0 V de la constelación de Puppis. Al so alredor orbitan trés planetes de masa neptuniana y un posible cinturón d'asteroides.
Ye'l primera sistema planetariu estrasolar con una estrella asemeyada al Sol que nun contién un planeta xovianu. De los trés planetes descubiertos, el más esterior alcuéntrase na llamada "zona habitable" del sistema, esto ye, nel rangu de distancies a la estrella onde puede atopase agua n'estáu líquidu. Los planetes tienen 10, 12 y 18 vegaes la masa de la Tierra y orbitan alredor de la estrella con periodos de 9, 32 y 197 díes, respectivamente. Fueron afayaos per aciu l'espectrógrafu HARPS del telescopiu de 3,6 metros del Observatoriu de La Siella que forma parte del European Southern Observatory, nel desiertu d'Atacama (Chile).
En 2005, el telescopiu espacial Spitzer detectó polvu alredor d'esta estrella. Estes observaciones son consistentes cola esistencia d'un cinturón d'asteroides veinte veces más masivu qu'el del Sistema Solar asitiáu nel interior de la órbita del planeta más esterior. La cinturón sería tan masivu que los cielos nocherniegos de los planetes próximos rellumaríen con una lluz zodiacal 1000 vegaes más intensa que la vista dende la Tierra, superando con muncho la brillantez de la Vía Lláctea.
El polvu detectáu podría tar causada pola evaporación d'un cometa de la midida de Plutón venáu gravitacionalmente.
Amás, l'analís del polvu, inclúi la presencia d'una forma de olivino llamáu forsterita, similar a la del cometa Hale-Bopp. Per otru llau, les probabilidaes qu'el Spitzer detectara un supercometa cayendo escontra la estrella, un acontecimientu raru y de curtia duración, son baxes.
HD 70642
HD 70642 (GJ 304) ye una estrella de magnitú aparente +7,18 na constelación de Puppis, asitiada l'este de Naos (ζ Puppis), norte de Gamma Velorum y noroeste de Suhail (λ Velorum). En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu n'órbita alredor d'esta estrella.
Distante 94 años lluz del Sistema Solar, HD 70642 ye una nana mariella de tipu espectral G6V.
Asemeyáu al Sol en munchos aspeutos, ye, sicasí, daqué más fría qu'ésti, con una temperatura superficial de 5671 ± 31 K.
Ye aprosimao igual de masiva que'l Sol y relluma con una lluminosidá equivalente a la de la nuesa estrella.
El so tamañu ye comparable al del Sol —el so diámetru apenes supera nun 2% al diámetru solar— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 0,5 km/s.
Paez nun esistir consensu en cuantes la so edá; distintes fontes cifren la so edá en 2400, 3880 y 4700 millones d'años.
HD 70642 ye una estrella rica en metales, presentando una bayura relativa de fierro ente un 50% y un 60% superior a la del Sol.
Esta mesma pauta repitir pa elementos como sodiu, magnesiu y aluminiu, toos ellos «sobreabundantes» en rellación a los valores solares.
Al igual que Iota Horologii, 47 Ursae Majoris o 51 Pegasi, HD 70642 ye una análoga solar qu'alluga un sistema planetariu.
En 2003 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante —denomináu HD 70642 b— nuna órbita casi circular (ε = 0,1) alredor d'esta estrella.
La separación con ella ye de 3,3 UA, siendo'l periodu orbital de 6 años. Esiste la posibilidá de qu'haya planetes terrestres más cerca de la estrella onde pueda evolucionar la vida. La órbita d'un planeta d'estes carauterístiques tendría de tar a unes 0,97 UA, con un periodu orbital averáu de 350 díes. El sistema planetariu de HD 70642 ye lo más paecío al nuesu Sistema Solar atopáu hasta'l momentu.
HD 73256
HD 73256 (HIP 42214 / SAO 176159) ye una estrella na constelación de la Brúxula asitiada visualmente a menos de 1º de ζ Pyxidis. Tien magnitú aparente media +8,08, polo que nun ye observable a simple vista. En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
HD 73256 apaez clasificada na base de datos SIMBAD como una subxigante o nana mariella de tipu espectral G8. Tien una temperatura efectivo de 5321 K, con un radiu equivalente al 90% del radiu solar. 
El so metalicidá ye cimeru a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro casi'l doble que la esistente na nuesa estrella ([Fe/H] = +0,29). Xira sobre sigo mesma más apriesa que'l Sol, con una velocidá de rotación de 3,22 km/s, lo que trai un periodu de rotación de 13,9 díes.
Tien una masa de 1,24 mases solares y paez ser una estrella más nueva que'l Sol con una edá de 830 millones d'años.
HD 73256 ta catalogada como una estrella variable del tipu BY Draconis, recibiendo la denominación de variable CS Pyxidis. Alcuéntrase a 119 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2003 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor de HD 73256. Denomináu HD 73256 b, ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente», que, con una masa mínimo de 1,87 vegaes la masa de Xúpiter, orbita alredor de la estrella a una distancia de 0,037 UA, esto ye, apenes una décima parte de la separación esistente ente Mercuriu y el Sol. Consecuentemente, el so periodu orbital ye bien curtiu, de namái 2,55 díes.
HD 73267
HD 73267 (HIP 42202 / SAO 199418) ye una estrella asitiada na constelación de la Brúxula de magnitú aparente +8,90, polo que nun ye observable a simple vista. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Asitiada a 179 años lluz del Sistema Solar, HD 73267 ye una nana mariella de tipu espectral G5V. Llixeramente más fría qu'el Sol, tien una temperatura efectivo de 5317 K. El so radiu ye un 4% mayor del que tien el Sol y relluma con una lluminosidá equivalente al 78% de la lluminosidá solar.
La metalicidá de HD 73267, datu xeneralmente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03). Rota más amodo que'l Sol, con una velocidá de rotación envalorada de 1,65 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación de 42 díes. Tien una masa de 0,89 mases solares y paez ser significativamente más antigua que'l Sol, con una edá en redol a 7400 millones d'años.
El espectrógrafu HARPS, instaláu nel Observatoriu de La Siella (Chile), dexó afayar en 2008 la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de HD 73267. Denomináu HD 73267 b, tien una masa mínimo tres veces mayor que la del planeta Xúpiter. Orbita a una distancia media de 2,2 UA al respective de la estrella, completando una órbita cada 1260 díes (3,45 años).
HD 73634
y Velorum (y Vel / HD 73634 / HR 3426) ye una estrella de magnitú aparente +4,14 na constelación de Vela, que representa la vela del míticu Argo Navis nel que viaxaron Jasón y los Argonautas.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase aprosimao a 1820 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como de tipu A6II, y Velorum pertenez al grupu de les xigantes lluminoses, estrelles con carauterístiques entemedies ente les xigantes y les superxigantes. Dientro d'éstes, les xigantes lluminoses de tipu espectral A son bien pocu frecuentes, siendo y Velorum la más brillosa d'elles, per delantre de N Carinae y n Velorum —ésta última nesta mesma constelación—, que tamién formen parte d'esti amenorgáu grupu.
Con una temperatura efectivo de 8102 K, y Velorum, como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, ye una estrella bien lluminosa. Anque la so lluminosidá ye 6120 vegaes mayor que la lluminosidá solar, ésta queda llueñe de la de superxigantes blanques como Deneb (α Cygni) o ν Cephei.
Tien una masa envalorada 8 vegaes mayor que la masa solar.
El so radiu ye 32 vegaes mayor qu'el radiu solar. La velocidá de rotación midida (0 km/s) suxure qu'el so exa de rotación ten de tar casi apuntando escontra la Tierra.
HD 74156
HD 75289
HD 75289 (HR 3497) ye una estrella de magnitú aparente +6,35 na constelación de Vela, asitiada'l noroeste de Suhail (λ Velorum), oeste de ψ Velorum, sureste de Naos (ζ Puppis) y nordés de γ Velorum.
En 1999 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 75289 ye una nana mariella de tipu espectral F9V, tamién clasificada como G0V.
Tien una temperatura superficial de 6174 ± 30 K y la so lluminosidá casi dobla la del Sol.
El so radiu ye un 30% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 4,2 km/s.
Daqué más masiva que'l Sol, la so masa ye un 20% mayor que la masa solar.
HD 75289 paez tener una compañera estelar de magnitú 13 que la so distancia mínima al respective de HD 75289 ye de siquier 620 UA.
Ye una nana colorada que la so masa equival al 14% de la masa solar.
Emplega más de 13.000 años en completar una vuelta alredor del centru de mases común.
El sistema alcuéntrase a 94 ± 2 años lluz del Sistema Solar. 
HD 75289 amuesa una metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— casi'l doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,29).
Na mesma llinia tán los niveles d'elementos como aluminiu, siliciu, calciu, cromu y níquel.
Per otra parte, azufre y cinc son namái llixeramente más abondosos que nel Sol.
Coles mesmes, hai de solliñar qu'el so conteníu de litiu ye netamente superior al de la nuesa estrella (log[Li] = 2,66).
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 75289.
La rellación C/O ye 0,72, lo qu'implica que, al igual que na Tierra, el siliciu fundamentalmente atoparíase como cuarzu y silicatos.
Sicasí, la rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 0,93, valor inferior al del Sol; ello, trai que, d'esistir planetes terrestres, éstos puedan ser del tipu «Tierres riques en siliciu».
En 1999 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante, denomináu HD 75289 b, n'órbita alredor de HD 75289.
Tien una masa mínimo equivalente al 42% de la masa de Xúpiter.
Con una separación de namái 0,046 UA al respective de la so estrella —un 12% de la distancia ente Mercuriu y el Sol— ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente» qu'emplega 3,5 díes en completar una órbita.
Dende esti planeta, HD 75289 ver nel cielu con un diámetru angular de casi 14º.
HD 76932
HD 76932 (HR 3578 / HIP 44075 / GJ 3523) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +5,80. Alcuéntrase a 69,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HD 76932 ye una estrella mariella de tipu espectral F7-8IV o G2V con una temperatura efectivo de 5875 K. Tien una lluminosidá 2 vegaes mayor que la lluminosidá solar, anque la so masa ye namá'l 78% de la masa solar. A diferencia del Sol, estrella del discu finu galácticu, HD 76932 ye una estrella del discu gruesu, que la so órbita llevar hasta 1162 parsecs de distancia del centru del planu galácticu. Ye una estrella bien antigua, con una edá envalorada d'unos 10.000 millones d'años.
HD 76932 ye notable pol so exigua metalicidá; el so índiz de metalicidá ye [M/H] = -0,91, lo que supón un conteníu relativo de metales d'apenes el 12% del que tien el Sol. En concretu, el so conteníu en manganesu y cobre ye especialmente baxu; mientres la bayura del primeru ye namá'l 7% de la solar, el conteníu del segundu nun algamar el 9% del que tien el Sol. N'otros elementos tales como magnesiu, siliciu o azufre la diferencia colos valores solares nun ye tan apreciable.
HD 77361
HD 77361 ye una estrella na constelación de la Pyxis, la brúxula.
Alcuéntrase ente δ Pyxidis y κ Pyxidis, a 1º37' de la primera.
Alcuéntrase a 352 ± 17 años lluz del Sistema Solar.
Como munches estrelles del cielu nocherniegu, HD 77361 ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K1IIICN y una temperatura efectivo de 4580 ± 75 K.
46 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so masa envalorada ye de 1,5 ± 0,2 mases solares.
El so diámetru angular, 0,92 ± 0,01 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so verdaderu diámetru, siendo ésti 10,5 vegaes más grande qu'el del Sol, normal pa una estrella de les sos carauterístiques.
La característica más notable de HD 77361 ye que ye una xigante «super-rica en litiu».
Los modelos de evolución estelar predicen un amenorgamientu del conteníu de dichu elementu nes atmósferes de les estrelles evolucionaes, yá que ye destruyíu poles altes temperatures esistentes nes rexones más fondes de la estrella.
Asina, ente que'l conteníu medio de litiu n'estrelles de la secuencia principal ye log[Li] = 3,3, na mayor parte de les xigantes naranxes de baxo masa dichu valor mengua hasta log[Li] < 1,5. Aquelles xigantes que'l so conteníu de litiu ta percima d'esti valor son consideraes xigantes «riques en litiu», suponiendo malapenes el 1% del total.
Nes estrelles super-riques en litiu, ente les que se cunta HD 77361, el conteníu de litiu ye entá mayor (log[Li] ≥ 3,3), constatándose que tán confinaes nuna pequeña rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell.
Amás, estes estrelles amuesen una rellación C/C menor que la que cabría esperar polos modelos teóricos.
Nun s'entiende como les xigantes de tipu K, con envoltures convectivas bien fondes y entemecíu eficiente —como suxure la baxa rellación C/C— pueden llegar a tener niveles de litiu tan elevaos.
Piénsase los elevaos niveles de litiu nestes xigantes son la resultancia de la nucleosíntesis estelar al pie de dalgún tipu d'entemecíu suplementariu.
Nesti sentíu, HD 77361 ye especialmente interesante, yá que, amás del so eleváu conteníu de litiu (log[Li] = 3,8), presenta la rellación C/C más baxa de toles estrelles de la so clase.
HD 7924
HD 7924 (HIP 6379/ GJ 56.5 / SAO 4386) ye una estrella de magnitú aparente +7,19 asitiada al norte de la constelación de Cassiopeia.
Alcuéntrase a 54,8 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 7924 ye una nana naranxa —una estrella asemeyada al Sol pero más fría y tenue— de tipu espectral K0V.
Con una temperatura efectivo de 5177 K, la so lluminosidá correspuende al 37% de la lluminosidá solar.
Rota con una velocidá de 1,35 km/s y envalórase qu'emplega 38 díes en completar un xiru.
Amuesa una modesta actividá cromosférica y la so edá envalórase en 3800 millones d'años, unos 800 millones d'años más nuevu que'l Sol.
HD 7924 tien un conteníu relativo de fierro menor que la solar ([Fe/H] = -0,15).
Esti déficit metálicu, en rellación al Sol, tamién se repara n'elementos como sodiu, siliciu y níquel; la bayura relativa d'esti últimu metal ye un 60% de l'atopada na nuesa estrella.
El planeta, denomináu HD 7924 b, ye un planeta del tipu «Súper-Tierra» —la so masa equival a 9,26 vegaes la masa terrestre—, pero, a diferencia del nuesu planeta, mover nuna órbita muncho más próxima a la so estrella, equivalente al 5,7% de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol. Arriendes d'ello, tien un curtiu periodu orbital de namái 5,4 díes y la so temperatura envalórase en 550 °C. En 2015 fueron decubiertos dos planetes más, con equivalentes a 6,5 y 7,9 mases terrestres respectivamente.
HD 81040
HD 81040 (HIP 46076 / BD+20 2314) ye una estrella de magnitú aparente +7,72 asitiada na constelación de Lleo.
Alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2005 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 81040 ye una nana mariella, una análoga solar de similares carauterístiques al Sol. De tipu espectral G0V na base de datos SIMBAD, la so magnitú absoluta nel catálogu Hipparcos (+5,17) ye más consistente con una estrella de tipu G2-3. Tien una temperatura efectivo de 5700 K, siendo'l so metalicidá el 69% de la del Sol; ésti valor ye bien próximu a la media de les estrelles nes cercaníes del Sistema Solar, pero inferior a la distribución de metalicidá pa les estrelles qu'alluguen planetes. El so radiu ye'l 86% del radiu solar y la so masa'l 96% de la masa solar.
Nun esiste unanimidá tocantes a la edá de HD 81040. En base al so movimientu galácticu, HD 81040 primeramente foi clasificada como una nueva estrella de discu, que la so edá, suxurida pol espectrógrafu ELODIE, podría ser de namái 800 millones d'años. Sicasí, midíes posteriores d'actividá cromosférica aumentaron la so edá hasta 4180 millones d'años. Los últimos estudios consideren una edá de 2500 millones d'años pa HD 81040.
En 2005 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante (HD 81040 b) con una masa mínimo de 6,86 vegaes la masa de Xúpiter. A una distancia de 1,94 UA de la estrella, mover nuna órbita bien escéntrica, completando una vuelta cada 1001,7 díes.
HD 82943
HD 82943 (HIP 47007 / SAO 155312 / BD-11 2670) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +6,54. Alcuéntrase a 90 años lluz de distancia del Sistema Solar. Conócense dos planetes estrasolares confirmaos n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 82943 ye una nana mariella de tipu espectral G0 —na base de datos SIMBAD apaez como F9V— con una temperatura efectivo de 5874 K.
Tien un diámetru un 12% más grande qu'el del Sol y relluma con una lluminosidá un 58% superior a la lluminosidá solar.
El so masa envalórase un 18% mayor que la masa solar, teniendo una edá averada de 3080 millones d'años.
Ta más arriquecida en metales que'l Sol; el so conteníu relativo de fierro ye un 86% mayor qu'el de la nuesa estrella, ente que el de magnesiu ye casi tres veces mayor.
HD 82943 contién una cantidá escepcionalmente alta de litiu-6.
De forma natural, les estrelles nun contienen esti isótopu, yá que, a diferencia d'otros elementos más llixeros que'l fierro, los núcleos llixeros de litiu tantu'l litiu-6 como'l litiu-7—, beriliu y boro nun son producíos en cantidaes significatives nes estrelles.
Ello ye que el litiu-6 ye bien "fráxil", siendo fácilmente destruyíu por choques ente protones a una temperatura de "namá" 1.500.000 K; en comparanza, la fusión nuclear de hidróxenu en heliu asocede aprosimao a 10.000.000 K. N'estrelles asemeyaes al Sol —como HD 82943—, los posibles átomos de litiu-6 presentes na estrella recién nacida seríen "quemaos" mientres les primeres fases de la evolución estelar, sumiendo dafechu en namái unos millones d'años.
Sicasí, en posteriores etapes evolutives, les capes esternes de la estrella permanecen relativamente aisllaes del caliente interior. Por ello, si esistiera una posterior contaminación de litiu-6 procedente del esterior, ésti podría ser calteníu nes "fríes" capes esteriores posiblemente mientres miles de millones d'años.
A diferencia de les estrelles, los planetes nunca algamen abonda temperatura pa quemar el so conteníu inicial de litiu-6, reteniendo'l conteníu d'esti isótopu. La respuesta más simple y convincente pa esplicar la presencia de litiu-6 en HD 82943 ye qu'unu o dellos planetes, o siquier material planetariu, cayeron na estrella. Esti eventu tendría llugar una vegada superaes les primeres fases de la evolución estelar.
El primer planeta descubiertu, HD 82943 b, orbita a una distancia media de 1,19 UA de la estrella, emplegando 441 díes en completar la órbita. El segundu planeta, HD 82943 c, mover nuna órbita más cercana, a una distancia media de 0,75 UA, emplegando 219 díes pa completar la so órbita. Dambos planetes son más masivos que Xúpiter.
HD 83183
HD 83183 tamién conocida como h Carinae (h Car) ye una estrella asitiada na constelación de Carina de magnitú aparente +4,09.
Ensin nome propiu habitual, ye conocida pol so denominación de Bayer —h Carinae— o polos sos diversu númberos de catálogu.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (2,46 ± 0,10 milisegundos d'arcu), a 1325 años lluz del Sistema Solar.
h Carinae ye una xigante lluminosa de color blancu-azuláu y tipu espectral B5II.
Tien una temperatura efectivo nel rangu de 14.300 - 14.900 K —la cifra varia según la fonte consultada— y relluma con una lluminosidá 11.630 vegaes superior a la del Sol.
El so diámetru angular ye de 3,6 × 10 segundos d'arcu, lo que correspuende a un diámetru unes 16 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 19 km/s. 
Ye una estrella masiva, con una masa envalorada de 9,4 ± 0,5 mases solares.
HD 83443
HD 83443 ye una estrella de magnitú aparente +8,24 na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
Visualmente alcontrar a 10 minutos d'arcu de la brillosa HD 83548 (y Velorum), y alcuéntrase a 134 años lluz del Sistema Solar.
HD 83443 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V.
Tien una temperatura efectivo de 5511 ± 45 K y la so lluminosidá ye inferior a la del Sol nun 15%.
El so radiu ye prácticamente igual al radiu solar —diverses fontes señalen un tamañu ente un 2% y un 5% más grande— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 1,3 km/s.
Ye daqué menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,95 mases solares, y tien una incierta edá entendida ente 2940 y 5840 millones d'años.
HD 83443 ye una estrella bien rica en metales, siendo la so bayura relativa de fierro 2,2 vegaes mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,35).
Ello ye que ente más de 450 estrelles asemeyaes, bien poques —ente elles HD 115585 y HD 181433— tienen una metalicidá comparable.
La mayor parte de los elementos evaluaos son sobreabundantes en rellación a los niveles solares —bariu, zirconiu y europiu son la esceición—, y nel casu del siliciu, el so conteníu ye 3,2 vegaes más eleváu que nel Sol.
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 83443.
La rellación C/O ye 0,78, lo qu'implica que, al igual que na Tierra, el siliciu sólido fundamentalmente atoparíase formando cuarzu y silicatos.
Sicasí, la rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 0,98, valor inferior al del Sol; ello, trai que, d'esistir planetes terrestres, éstos puedan ser del tipu «Tierres riques en siliciu».
Presenta un baxu conteníu de litiu (log[Li] < 0,52), lo que concuerda cola circunstancia reparada de que les estrelles qu'alluguen sistemes planetarios son más probes en litiu que les que nun tienen planetes.
El planeta estrasolar, llamáu HD 83443 b, foi afayáu pol equipu de Busca de Planetes Estrasolares de Xinebra.
Tien una masa mínimo igual al 40% de la masa de Xúpiter.
Muévese nuna órbita prácticamente circular a 0,041 UA de la estrella, malapenes un 11% de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
El so periodu orbital, unu de los más curtios conocíos, ye de 2,99 díes.
HD 84810
HD 84810 (HR 3884), más conocida pol nome de l Carinae (lleíu como «"ele"» Carinae), ye una estrella de la constelación de Carina que s'atopa a unos 1850 años lluz del Sistema Solar.
l Carinae ye una variable cefeida, que les sos representantes más conocíes son δ Cephei, Mekbuda (ζ Geminorum) y η Aquilae. Como otres estrelles d'esti grupu ye una superxigante mariella de tipu espectral G3Ib, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +3,28 y +4,10 a lo llargo d'un ciclu de 35,536 díes, unu de los más llargos pa esti tipu de variables. Al tar rellacionáu nes cefeides el periodu de variación cola lluminosidá, el so llargu periodu indica una gran lluminosidá, que nel so máximu ye 13.500 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Al ser estrelles pulsantes el so tamañu tamién varia a lo llargo del periodu: el radiu de l Carinae bazcuya ente 160 y 194 vegaes el radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7 km/s.
Tamién característicu d'estes estrelles ye'l so tipu espectral, que varia ente F8 y K0. La so temperatura averada ye de 5200 K.
A partir de la so lluminosidá y temperatura puede envalorase la so masa, en redol a 9 o 10 mases solares. Ello asitiar xusto per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles esploten como supernoves.
l Carinae amuesa una bayura relativa de fierro comparable a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Polo xeneral, los diversos elementos evaluaos tienen tamién niveles asemeyaos a los del Sol. Namái unos pocos son más abondosos; en concretu, la rellación [O/H] = 0,25 ye considerablemente más alta que n'otres conocíes cefeides como δ Cephei, Mekbuda, W Sagittarii o Y Sagittarii. 
HD 85390
HD 85390 ye una estrella de magnitú aparente +8,55 na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
Visualmente alcontrar a 3º15' al sur de HD 85622 (m Velorum), y alcuéntrase a 106 años lluz del Sistema Solar.
HD 85390 ye una nana naranxa de tipu espectral K1.5V.
Tien una temperatura efectivo de 5186 ± 54 K y la so lluminosidá ye menos de la metá de la del Sol.
El so radiu ye un 16% más pequeñu qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 1 km/s.
Ello fai qu'el so periodu de rotación sía de 44 ± 5 díes.
Ye daqué menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,76 mases solares, y tien una edá averada de 7200 millones d'años.
HD 85390 tien una metalicidá bien paecida a la del Sol ([Fe/H] = -0,07).
Elementos como carbonu, siliciu y magnesiu presenten bayures relatives similares a les solares.
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si en HD 85390.
La rellación C/O ye 0,98, lo qu'implica que, a diferencia del Sistema Solar, el carbonu atoparíase formando grafitu y carburos (carburu de titaniu y carburu de siliciu).
Coles mesmes, la rellación Mg/Si igual a 0,95, trai la esistencia de piroxeno, fierro metálicu y feldespatos.
El planeta estrasolar descubiertu, llamáu HD 85390 b, tien una masa mínimo igual al 13% de la masa de Xúpiter o 42 mases terrestres.
Muévese nuna órbita escéntrica (y = 0,41) a una distancia media de 1,52 UA de la estrella.
El so periodu orbital ye de 788 ± 25 díes.
HD 87883
HD 87883 (HIP 49699 / SAO 61890 / BD+34 2089) ye una estrella na constelación de Leo Minor que s'alcuentra 1º al sur de 21 Leonis Minoris.
De magnitú aparente +7,57, nun ye visible a simple vista.
HD 87883 ye una nana naranxa de tipu espectral K0V —una estrella de la secuencia principal similar al Sol pero más fría y tenue— distante 59,0 años lluz del Sistema Solar.
Les sos propiedaes físiques son asemeyaes a les de 12 Ophiuchi o Gliese 75, magar, a diferencia d'éstes, nun esiste constatación de que HD 87883 sía variable.
Con una temperatura superficial de 4980 K, la so lluminosidá equival al 32% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu menor qu'el del Sol —un 76% del mesmu— y una masa de 0,82 mases solares.
Rota con una velocidá de 2,2 km/s y emplega aprosimao 41,2 díes en dar una vuelta completa.
La so edá envalórase en 9800 millones d'años, más del doble de la edá del Sol.
HD 87883 tien un conteníu relativo de fierro mayor que la solar ([Fe/H] = +0,093).
Les bayures de oxíxenu, magnesiu y titaniu son comparables a les de la nuesa estrella, namá'l conteníu de siliciu paez ser más eleváu.
El planeta que xira en redol a HD 87883, denomináu HD 87883 b, ye un planeta de llargu periodu orbital —7,54 años— y muévese nuna órbita bien escéntrica; la so separación al respective de la estrella bazcuya ente 1,69 y 5,51 UA.
HD 88955
q Velorum (q Vel / HD 88955 / HR 4023) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +3,84. 
Asitiada a 103 años lluz de distancia del Sistema Solar, q Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Tien una temperatura superficial de 8707 K y un radiu 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
Rota con una velocidá proyeutada —valor mínimu que depende del enclín del so exa de rotación— de 103 km/s.
La so lluminosidá ye 22 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques físiques son bien paecíes a les de Alfecca Meridiana (α Coronae Australis) o ι Delphini, siendo la so masa 2,2 vegaes mayor que la del Sol.
A diferencia de delles estrelles de tipu A, q Velorum nun ye una estrella químicamente peculiar y amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
Los conteníos de carbonu, oxíxenu, siliciu y calciu son igualmente cercanos a les solares, pero esta semeyanza sume pa elementos como sodiu, escandiu, itriu o estronciu, muncho más abondosos en q Velorum.
HD 89307
HD 89307 (HIP 50473) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +7,06. Alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2004 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 89307 ye una nana mariella de tipu espectral G0V que la so temperatura superficial ye de 5961 ± 34 K.
Ye una análoga solar con unes carauterístiques físiques bien similares a les del Sol.
Tien una lluminosidá un 24% mayor que la solar y una masa apenes un 1% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 10% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,9 km/s.
Tocantes a la so edá, pue ser daqué más antigua qu'el nuesu Sol, con una edá averada de 4900 ± 2900 millones d'años.
HD 89307 presenta un conteníu metálico un 25% inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,12.
Los niveles de siliciu, titaniu, sodiu y níquel son tamién inferiores a los del Sol.
En cuanto al litiu, la bayura relativa d'esti elementu (log[Li] = 2,10) ye inferior al valor cósmicu.
En 2004 dar a conocer la esistencia d'un planeta xigante, denomináu HD 89307 b, n'órbita alredor de HD 89307, con una masa envalorada 2 vegaes la masa de Xúpiter. A diferencia d'otros exoplanetes descubiertos que s'atopen mui cerca de la estrella, la separación media ente HD 89307 b y l'estrella ye de 3,34 UA. Consiguientemente el periodu orbital, ye de 2199 díes.
HD 89744
HD 89744 (HR 4067 / HIP 50786 / GJ 9326) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +5,73, visualmente asitiada cerca de Tania Australis (μ Ursae Majoris). Alcuéntrase a 130 años lluz de distancia del Sistema Solar. En 2000 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a esta estrella.
HD 89744 ta catalogada como una nana mariella de tipu espectral F7V; sicasí, el so gravedá superficial y la so posición nel diagrama de Hertzsprung-Russell indiquen que la estrella yá evolucionó dende la secuencia principal. Con una temperatura superficial de 6200 K, ye unos 420 K más caliente qu'el Sol. El so diámetru ye 2,1 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye aprosimao un 50% mayor que la masa solar.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 38% mayor que la del Sol.
Ye destacable el so altu nivel de europiu ([Eu/H] = +0,23), elementu representativu del llamáu «procesu-r» pol que se formen elementos pesaos por captura neutrónica rápida.
HD 89744 paez tener una tenue acompañante dixebrada unes 2460 UA, con una masa entendida ente 0,073 y 0,077 mases solares.
Dicha masa asítialo na llende percima del cual una estrella ye capaz d'empecipiar la fusión nuclear del hidróxenu; per debaxo del mesmu, l'oxetu ye una nana marrón.
En 2000 dar a conocer la esistencia d'un planeta (HD 89744 b) que la so masa mínimo ye 8 vegaes mayor que la de Xúpiter. Muévese nuna órbita altamente escéntrica que la so distancia a la estrella nel periastru ye de 0,29 UA —daqué mayor que la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol— ente que nel apastro ye de 1,49 UA. El periodu orbital ye de 256,6 díes.
HD 90156
HD 90156 (HIP 50921 / SAO 178771 / GJ 3597) ye una estrella de magnitú aparente +6,95.
Ta encuadrada na constelación d'Hidra cerca de la llende con Antlia, a pocu más de 1,5º al norte de α Antliae.
Distante 72 años lluz del Sistema Solar, dende 2009 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HD 90156 ye una nana mariella de tipu espectral G5V; ye, poro, una estrella de la secuencia principal como'l Sol pero daqué más fría y tenue qu'ésti. 
La so temperatura efectivo ye de 5599 ± 12 K y relluma con una lluminosidá equivalente al 72% de la lluminosidá solar.
Ello ye consecuencia de la so menor masa, un 16% inferior a la masa solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de 82 Eridani o 61 Virginis, ésta última tamién con un sistema planetariu.
El radiu envaloráu de HD 90156 ye un 10% más pequeñu qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de menos de 1 km/s, siendo el so periodu de rotación de 26 ± 3 díes.
El so metalicidá ye pocu más de la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,24 ± 0,01).
El planeta descubiertu, HD 90156 b, orbita a una distancia media de 0,25 UA al respective de la estrella, emplegando casi 50 díes en completar el so órbita.
Esti planeta foi consideráu un «Neptunu caliente» —asemeyáu a los planetes del tipu «Xúpiter caliente» pero de menos masa—, siendo la so masa mínimo 17,98 vegaes mayor que la de la Tierra.
HD 93129
HD 93129 (CPD-58 2618) ye un sistema estelar na constelación de Carina asitiáu a unos 7 500 años lluz de distancia de la Tierra. Alcuéntrase naNebulosa de Carina (NGC 3372) cerca de Eta Carinae, dientro del cúmulu estelar Trumpler 14.
HD 93129 ye unu de los sistemes estelares más masivos que se conocen, formáu por siquier trés estrelles azules bien lluminoses. La estrella principal, HD 93129 Aa, ye una estrella azul superxigante de tipu espectral O2 If*. Nótese qu'a pesar de la so clase de lluminosidá de superxigante (I) créese que HD 93129Aa ta inda na secuencia principal, esto ye, quemando hidróxenu nel so nucleu. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura efectivo cercana a los 45 000 K. La so masa ye d'aprosimao 100-120 mases solares y la so edá envalórase en menos de 2 millones d'años.
Observaciones llevaes a cabu a partir del 2002 col Telescopiu Espacial Hubble punxeron de manifiestu que HD 93129 Aa tien una estrella compañera, HD 93129 Ab, asitiada a menos de 0,1 segundos d'arcu (230 UA). La distancia nel cielu ente les dos estrelles d'esti sistema ta menguando, pasando nuna década d'unos 0,070 segundos d'arcu a unos 0,040 segundos d'arcu de resultes del so movimientu orbital. HD 93129Ab podría tener una masa cercano a les 70 mases solares. La interpretación de recién observaciones d'ondes de radiu y rayos X de HD 93129 Aa+Ab paez indicar que los vientos estelares de dambes estrelles tán topetando.
La otra componente del sistema, HD 93129 B, ye tamién una estrella azul de tipu espectral O3.5 V, 1 millón de vegaes más lluminosa qu'el Sol y con una masa en redol a les 80 mases solares. La separación ente HD 93129 Aa+Ab y HD 93129B ye de 8000 UA.
HD 93250
HD 93250 (HIP 52558 / SAO 238423 / GC 14791) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +7,50. Asitiada a unos 7500 años lluz del Sistema Solar, alcuéntrase na Nebulosa de Carina (NGC 3372) dientro del cúmulu estelar Trumpler 16.
HD 93250 ye una estrella azul de tipu espectral O3.5V. Con una masa averada ente 83,3 y 118 mases solares, ta considerada una de les estrelles más masives qu'esisten, comparable a η Carinae o a les componentes de HD 93129. Ye una estrella estraordinariamente caliente, con una temperatura efectivo cercana a los 45.000 K.
Tien un diámetru ente 15,9 y 19,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá proyeutada de 107 km/s.
Entá siendo 1 millón de vegaes más lluminosa que'l Sol, piénsase que HD 93250 inda nun abandonó la secuencia principal, esto ye, sigue fundiendo hidróxenu nel so nucleu.
Como otres estrelles asemeyaes, pierde masa a un ritmu bien eleváu; según la fonte consultada ésta perda se cuantifica ente 3,45 × 10 y 5,42 × 10 vegaes la masa solar per añu.
HD 93250 nun amuesa variaciones fotométriques nin na so velocidá radial, polo que ye considerada una estrella sola ensin nenguna compañera estelar. Sicasí, reparóse emisión de radio non térmica, característica xeneralmente considerada como evidencia del choque de vientos estelares en estrelles binaries de tipu O. 
HD 98618
HD 98618 (HIP 55459 / BD+59 1369) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +7,66, abondo brillosa pa podela reparar con binoculares dende'l hemisferiu norte. Les sos carauterístiques facer casi idéntica al Sol. Alcuéntrase a 126 años lluz del Sistema Solar, la mesma alloña que nos dixebra de la brillosa Dubhe (α Ursa Majoris), tamién na mesma constelación.
HD 98618 ye un ximielgu solar, una nana mariella como'l Sol, pero amás con unos parámetros de temperatura, metalicidá y edá indistinguibles de les solares. El so tipu espectral ye G5V y solamente la so lluminosidá llevemente cimera, 1,06 ± 0,05 vegaes la del Sol, estremar de la nuesa estrella. El so diámetru ye igual al del Sol, y el so periodu de rotación, 24 díes, tamién ye análogu. La so edá, envalorada en 4210 ± 900 millones d'años, ye apenes un 10% inferior a los 4600 millones d'años d'edá del Sol.
El so índiz de metalicidá ([Fe/H] = +0,03) revela una composición elemental bien paecida a la del Sol, ser acotáu poles bayures relatives tantu d'elementos llixeros —carbonu, oxíxenu, siliciu, azufre y sodiu— como d'elementos pesaos —cromu, manganesu, cobre, itriu y bariu—, con valores bien cercanos a les solares.
Envalórase que son menos del 2% les estrelles de nuesa galaxa que tienen carauterístiques bien similares al Sol. La mayor parte de los científicos consideren que la perspectiva d'atopar planetes habitables nun ximielgu solar ye mayor que n'otres estrelles. Hasta'l momentu, nun hai planetes conocíos alredor de HD 98618, lo cual puede ser positivu una y bones los planetes más fáciles de detectar son planetes xigantes bien próximos a la estrella, y la gravedá d'un planeta asina podría esbaratar la órbita d'un planeta terrestre. 18 Scorpii, 37 Geminorum o Asterion (β Canum Venaticorum) son otros exemplos de ximielgos solares.
HD 98800
HD 98800 (TV Crateris / TV Crt / TWA 4) ye un sistema estelar múltiple de magnitú aparente +9,11. Alcuéntrase naconstelación de Crater a aprosimao 150 años lluz de distancia, y pertenez a la Asociación estelar de TW Hydrae. La edá de HD 98800 envalórase nunos 10 millones d'años. 
El sistema consiste en cuatro estrelles T Tauri de tipu espectral K que formen dos sistemes binarios, denominaos HD 98800 A y HD 98800 B, dixebraos ente sí 50 UA. Alredor de HD 98800 B afayóse un discu protoplanetariu, ente que paez nun esistir un discu similar en redol al otru par estelar.
Cola ayuda del Telescopiu Espacial Spitzer afayóse que'l discu consiste en dos zones estremaes. Una cinturón esterior estiéndese a unes 5,9 UA del centru del sistema, casi la mesma distancia qu'hai ente Xúpiter y el Sol. Los científicos suponen qu'esta cinturón ta formáu por cometes y asteroides. Una cinturón interior alcuéntrase a una distancia ente 1,5 y 2 UA del centru de mases y piénsase que probablemente ta formáu por pequeñu granos.
Anque la división del discu protoplanetariu davezu débese a la formación de planetes estrasolares, nesti casu l'acción gravitatoria del vecín HD 98800 A fai que les partícules de polvu tean suxetes a fuerces complexes que varien a lo llargo del tiempu, polo que la esistencia d'un planeta estrasolar ye especulativa. El polvu xeneráu pol choque d'oxetos predresos na cinturón esterior tendría d'emigrar escontra el cinturón interna. Sicasí, nel casu de HD 98800 B, les partícules de polvu nun enllenen uniformemente'l discu internu según esperar, lo que puede debese a la esistencia de planetes o bien a la influencia gravitatoria qu'exerz l'otru par estelar dende la distancia de 50 UA.
HE 0107-5240
HE 0107-5240 (2MASS J01092916-5224341) ye una estrella na constelación de Fénix de magnitú aparente +15,17. Ye una estrella bien alloñada del Sistema Solar, tando asitiada a unos 36.000 años lluz. Descubierta en 2002 mientres un sondéu de la Universidá de Hamburgu/ESO, ye una de les estrelles conocíes con menor conteníu metálico.
HE 0107-5240 ye una estrella xigante del halo galácticu con una temperatura efectivo de 5100 ± 150 K.
Considérase que pue ser una estrella post-AGB de la Población estelar II —similar a ciertos tipos d'estrelles RV Tauri— con una masa de 0,8 mases solares.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— ye de namái 1/200.000 de la que tien el Sol ([Fe/H] = -5,2 ± 0,2).
Ye una de les estrelles más antigües descubiertes hasta la fecha y piénsase que la so edá puede ser d'unos 13.000 millones d'años, envalorándose que se formaría unos 200 millones d'años dempués del Big Bang.
Piénsase qu'HE 0107-5240 ye una estrella de carbonu que creó'l so propiu C por fusión nuclear de heliu y subsiguiente amiestu del material procesáu, presumiblemente nun flax d'heliu mientres el so pasu pola caña asintótica xigante (RAG). 
Otra posible esplicación ye que'l carbonu provenga d'una compañera más masiva, güei convertida en nana blanca, que nel pasáu evolucionó nuna estrella de carbonu.
Les relatives sobrebundancias de carbonu y oxíxenu, y posiblemente sodiu, d'HE 0107-5240, pueden esplicase por tresferencia de masa dende una compañera mientres la so fase RAG; esti escenariu de tresferencia de masa foi propuestu como la esplicación probable pa les llamaes estrelles CH probes en metales.
Sicasí, nun se repararon variaciones na velocidá radial d'HE 0107-5240 indicatives de la presencia d'esta acompañante.
Cuidao que HE 0107-5240 tien pequeñes cantidaes d'elementos más pesaos, nun pertenez a la primer xeneración d'estrelles, la hipotética Población III.
Anque dellos estudios suxuren qu'esta población taba formada por estrelles bien masives d'hasta 1000 mases solares, otres investigaciones indiquen qu'ente estes estrelles había oxetos de baxa masa, comparable a la del Sol; les más masives habríen desparecido nunes decenes de millones d'años, pero les menos masives podríen ser observables na actualidá.
Estes estrelles primixenies convirtieron el hidróxenu, heliu y litiu formaos nel Big Bang n'elementos más pesaos como carbonu, oxíxenu y distintos metales.
HE 0107-5240 probablemente formóse a partir d'una nube de gas con una bayura metálica correspondiente a [Fe/H] ≈ -5,3.
La bayura d'elementos más pesaos qu'el magnesiu concuerda con una estrella de 20 - 25 mases solares qu'esplotó como una supernova de tipu II, indicando que la nube de gas a partir de la cual formóse HE 0107-5240 podría ser arriquecida por esta supernova.
HE 0437-5439
HE 0437-5439 (HVS3) ye una estrella fuxitiva na constelación austral de Doráu que s'atopa a unos 200.000 años lluz de distancia del Sistema Solar. Afayóse en 2005 col telescopiu Kueyen de 8,2 m que forma parte del proyectu VLT ("Very Large Telescope" en inglés) del ESO.
HE 0437-5439 ye una estrella azul de la secuencia principal con una masa nueve veces mayor que la masa solar y una edá envalorada de namái 30 millones d'años. Alcuéntrase nel halo galácticu, lo que ye sorprendente nuna estrella tan nueva, una y bones les estrelles de halo suelen tar ente les más vieyes de la galaxa. Pero lo realmente notable ye que s'alloña de nós a la estraordinaria velocidá de 723 km/s, una velocidá tal que va escapar de la atracción gravitatoria de la Vía Lláctea.
Primeramente plantegóse qu'esta aceleración tan enorme pudo ser causada pola acción del furacu prietu supermasivu del centru de la nuesa galaxa sobre un sistema estelar binariu —una de les estrelles cai al furacu prietu ente que la otra ye expelida—, pero la edá de la estrella ye insuficiente pa viaxar dende ellí hasta la so posición actual. Otra interpretación provién de la so posición nel espaciu, al tar más cerca de la Gran Nube de Magallanes que de nuesa mesma galaxa. La esplicación puede ser que l'aceleración causar un furacu prietu supermasivu esistente na Gran Nube de Magallanes, hasta agora desconocíu, dende onde sigo podría llegar HE 0437-5439 mientres la so curtia vida.
Sicasí, un estudiu publicáu en 2010 y realizáu con ayuda del Telescopiu espacial Hubble refuga qu'HE 0437-5439 venga de la Gran Nube de Magallanes y, nel so llugar, paez nacer nel centru de la nuesa galaxa. El so eyección tuvo llugar fai 100 millones d'años, de lo que se deduz pola so mocedá que ye una «estrella arrezagada azul» remocicada tres la fusión de dos estrelles previes.
Acordies con dicha investigación, pudo haber dos estrelles y dos furacos prietos, o bien un sistema estelar triple con dos estrelles nuna órbita bien cercana y otra más distante xirando alredor d'éstes. Nesti postreru supuestu, la estrella más distante averóse demasiáu al furacu prietu supermasivu del centru galácticu y foi espulsada de la so órbita, siendo absorbida pel furacu prietu, lo que daría a les otres dos velocidá abonda p'abandonar la Vía Lláctea. Nos millones d'años trescurríos de magar, la evolución estelar prosiguiría, y l'estrella más grande acabaría por absorber a la más pequeña formándose l'arrezagada azul que vemos agora.
HE 1327-2326
HE 1327-2326 (SPM3.2 4266486) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +13,15. Ta a una distancia máxima de 4000 años lluz del Sistema Solar. Descubierta en 2005, ye la estrella conocida con menor bayura relativa de fierro.
HE 1327-2326 ye una estrella subxigante o de la secuencia principal, catalogada na base de datos SIMBAD como estrella de carbonu. La presencia de llinies CH nel so espectru son carauterístiques d'una estrella CH.
HE 1327-2326, con una edá envalorada de más de 12.000 millones d'años, ye la estrella conocida más antigua de la Vía Lláctea.
Piénsase qu'esta reliquia cósmica pue tar en gran midida formada por elementos creaos nel gas caliente qu'esistió apenes 15 minutos dempués del Big Bang.
Ye un miembru de la Población estelar II, con una rellación ente fierro y hidróxenu ([Fe/H]) de -5,6. Dichu valor supón un conteníu de fierro 300.000 vegaes menor que nel Sol. El so conteníu de carbonu, bien alto en rellación al de fierro, ye aprosimao una décima parte de la solar, [C/H] = -1,0. Coles mesmes, tratándose d'una estrella tan antigua, presenta una inesperada baxa bayura de litiu y una sobreabundancia de estronciu. Una posible esplicación ye qu'HE1327-2326 sía un sistema binariu; si la hipotética acompañante evolucionara enantes, sintetizaría metales más pesaos —incluyíu'l estronciu— que darréu, al desfacer de les sos capes esteriores, contaminaríen a HE 1327-2326.
HE 1523-0901
La estrella más antigua del universu afayada hasta 2007. Alcuéntrase allugada na Vía Lláctea a 7.500 años lluz de la Tierra. estableciéndose en 13,2 mil millones d'años, que ye casi la edá mesma del universu (13,7 mil millones d'años). 
El descubrimientu foi publicáu'l 10 de mayu de 2007 na revista "Lalein'news" por Anna Frebel y otros 
La estrella ta allugada a 7.500 años lluz de la tierra, na mesma galaxa na que s'atopa la Tierra, la Vía Lláctea, y puede ser vista con un telescopiu aficionáu. Ta allugada na zona de la constelación de Llibra.
Foi la primer estrella que la so edá foi determinada por perda de radioactividá de los sos elementos (uraniu y toriu), rellacionándolos cola midida de dellos elementos de Captura neutrónica.
Considerar un fósil galácticu.
Hen 3-759
Hen 3-759 (TYC 8978-4440-1 / GSC 08978-04440) ye una estrella de magnitú aparente +11,3 na constelación de la Cruz del Sur.
Hen 3-759 foi catalogada primeramente como una estrella de Wolf-Rayet, magar la intensidá y nitidez de ciertes llinies del so espectru favorecíen la so clasificación como estrella de tipu Of.
Per otra parte, el so espectroscopia nel ultravioleta suxuría un tipu B-tempranu, polo qu'un catálogu fotométricu del hemisferiu sur foi-y asignáu'l tipu Be.
Anguaño Hen 3-759 ye considerada una superxigante azul de tipu espectral O8Iaf, asemeyáu a HD 151804.
Formaría parte del raru subgrupu d'estrelles Of en que'l so espectru apaez la llinia d'emisión H"β", implicando unes condiciones de perda de masa estremes.
Hen 3-759 tien una temperatura efectivo de 30.500 K y la so lluminosidá equival a casi 800.000 vegaes la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 32,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 100 km/s.
Piénsase que la so masa inicial yera de 60 mases solares pero, cuidao que pierde masa estelar a razón de 10 mases solares per añu, la so masa actual envalórase 40 vegaes mayor que la del Sol.
Hen 3-759 alcuéntrase a 6500 ± 1600 pársecs (21.190 años lluz) del Sistema Solar, nun brazu de la galaxa llamáu «Saxitariu-Carina», cerca del círculu solar aprosimao a 7500 pársecs del centru galácticu.
Nun mora en nengún cúmulu estelar nin asociación OB, lo que ye interesáu pa una estrella tan masiva.
Al nun tener una alta velocidá radial, cabría esperar que tuviera cerca del so cúmulu natal, que tendría de tener una masa mínimo de 6000 mases solares.
Heze
Heze ye'l nome de la estrella ζ Virginis (ζ Vir / 79 Virginis), de magnitú aparente +3,37. Ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis), Porrima (γ Virginis) y Vindemiatrix (ε Virginis). Desconozse l'orixe del so nome.
Heze ta asitiada mui cerca del ecuador celeste, apenes mediu grau al sur y, xuntu a α Sextantis, ye una referencia útil p'alcontralo.
Heze ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que s'atopa a 73 años lluz del Sistema Solar. La so temperatura superficial de 8400 K y la so lluminosidá, 18 vegaes mayor que la del Sol, dexen envalorar la so masa y radio. La so masa ye 1,9 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye'l doble qu'el radiu solar. Tien una edá averada de 510 millones d'años, lo que supón que percorrió'l 54% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
Con una velocidá de rotación nel so ecuador de siquier 222 km/s, realiza un xiru completu en menos d'un día.
El so conteníu metálico ye sensiblemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,26).
En 2010 afayóse que Heze tien una tenue compañera estelar que'l so rellumu ye unes 7 magnitúes inferior —en banda H— al de la estrella primaria.
Modelos de evolución estelar dexen envalorar la so masa en 0,17 mases solares.
Asumiendo que dambos oxetos tienen la mesma edá, la so masa suxure que ye una nana colorada de tipu espectral M4V - M7V, lo que foi confirmáu por midíes espectroscópicas.
El semiexe mayor de la órbita ye de, siquier, 24,9 UA y el so periodu orbital ye cimeru a 124 años.
La escentricidá de la órbita ye igual o mayor de 0,16.
HIP 106924
HIP 106924 (G 231-52 / BD+59 2407 / Ross 659) ye una estrella de magnitú aparente +10,39 asitiada na constelación de Cepheus.
Alcuéntrase a 214 años lluz del Sistema Solar.
A diferencia de la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, que son estrelles del discu galácticu, HIP 106924 provién del halo galácticu, la rexón del espaciu qu'arrodia la Vía Lláctea.
Les llamaes estrelles del halo esiben una metalicidá bien baxa ([M/H] ≤ -1,6), según velocidad de rotación alredor del centru de la galaxa claramente retrógrades.
La cinemática de HIP 106924 ye distintiva d'una estrella del halo.
El radiu mediu del so órbita galáctica ye de 150,75 kilopársecs, ente que la so máxima distancia respectu al planu galácticu ye de 49,767 kilopársecs.
La escentricidá de dicha órbita (ε = 0,998) indica ensin batura a duldes que ye una visitante ocasional cruciando'l discu galácticu.
El analís elemental de HIP 106924 sigue les pautes atopaes n'otres estrelles del halo. Amuesa una metalicidá desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,81), equivalente al 1,5% de la que tien el Sol. Dellos elementos como aluminiu, magnesiu o titaniu nun son tan escasos, pero'l manganesu representa un casu estremu, pos el so conteníu apenes algama'l 0,4% del valor solar.
HIP 106924 tien tipu espectral G1, siendo'l so temperatura efectivo de 5370 - 5400 K, más baxa de lo que cabría esperar nuna estrella de discu del so mesmu tipu. La so lluminosidá equival al 32% de la del Sol y tien una masa de 0,47 mases solares.
HIP 112312
HIP 112312 ye una estrella binaria encuadrada na constelación del Pez Austral a 76 años lluz del Sistema Solar.
Ta compuesta por dos estrelles variables, WW Piscis Austrini, de magnitú aparente +12,10, y TX Piscis Austrini, de magnitú +13,36. La separación visual ente dambes ye de 35,5 segundos d'arcu.
WW Piscis Austrini (WW PsA) ye una estrella presecuencia principal —implicando que ta na fase evolutiva previa a la so entrada na secuencia principal— de tipu espectral M4IVe.
Tien una temperatura superficial de 3391 K —3150 K según otru estudiu— y ye bien pocu lluminosa en comparanza al Sol, siendo la so lluminosidá equivalente al 7,5% de la lluminosidá solar.
Magar que la so masa apenes algama'l 31% de la masa solar, el so radiu ye igual al del Sol, consecuencia del so tempranu estáu evolutivu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12,1 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,37 díes.
WW Piscis Austrini ye una variable BY Draconis amás d'una estrella acandilante.
Les estrelles acandilantes despiden fogarales que traen un aumentu sópitu ya impredicible na so lluminosidá, medría que tien llugar en tol espectru electromagnéticu, dende rayos X a ondes de radiu.
UV Ceti, EV Lacertae o la conocida Proxima Centauri son estrelles d'esti tipu.
L'amplitú de la variación de rellumu de WW Piscis Austrini ye de 0,35 magnitúes.
TX Piscis Austrini (TX PsA) ye, igualmente, una estrella presecuencia principal colorada pero de tipu espectral M5IVe.
Tien una temperatura superficial de 3316 K —3000 K según otru estudiu— y la so lluminosidá ye la metá de la del so acompañante, igual al 3,2% de la lluminosidá solar.
La so masa ye igual al 17% de la masa solar y el so radiu ye en redol a un 20% más pequeñu qu'el de WW Piscis Austrini.
TX Piscis Austrini ye coles mesmes una estrella acandilante que'l so rellumu varia 0,04 magnitúes.
El sistema forma parte de la Asociación estelar de Beta Pictoris, que la so edá averada ye de namái 10 o 12 millones d'años.
Amás de β Pictoris, que da nome a l'asociación, otros miembros de la mesma son AU Microscopii, AT Microscopii y V1005 Orionis.
HIP 14810
HIP 14810 ye una estrella na constelación d'Aries.
De magnitú aparente +8,50, alcuéntrase 1º22' al norte de la brillosa Botein (δ Arietis).
Conozse la esistencia de trés planetes estrasolares orbitando en redol a esta estrella.
HIP 14810 ye una nana mariella de tipu espectral G5V.
Daqué más fría qu'el Sol, tien una temperatura efectivo de 5501 ± 38 K.
La so masa apenes ye un 5% inferior a la masa solar y ye una estrella antigua que la so edá se cidra ente 7200 y 7770 millones d'años.
Tien un radiu igual al del Sol y xira con una velocidá de rotación proyeutada de 1,5 km/s.
Tocantes a la so composición química, HD 14810 ye una estrella rica en metales, siendo la so bayura relativa de fierro el doble la del Sol ([Fe/H] = +0,30).
Tolos elementos evaluaos son igualmente sobreabundantes, destacando los elevaos niveles de cobaltu y escandiu; esti últimu metal ye 3,5 vegaes más abondosa que nel Sol.
Pela so parte, el so conteníu de litiu ye comparable a la solar.
En órbita alredor de HIP 14810 hai tres planetes confirmaos.
El descubrimientu de los dos planetes interiores, denominaos HIP 14810 b y HIP 14810 c, foi publicáu en 2007.
El descubrimientu del tercer planeta, HIP 14810 d, foi anunciáu en 2009, al pie de una revisión de los parámetros orbitales del planeta c.
HIP 57050
HIP 57050 (GJ 1148 / LHS 3257 / G 122-40 / Ross 1003) ye una estrella de magnitú aparente +11,88.
Alcuéntrase na constelación del sietestrellu a pocu más de 1º grau al sur de 59 Ursae Majoris. Dende 2010 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HIP 57050 ye una nana colorada de tipu espectral M4V con una una temperatura efectivo de 3190 K.
De carauterístiques asemeyaes a les de la Estrella de Barnard o Ross 128, relluma con una lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— equivalente al 1,5% de la lluminosidá solar.
Tien una masa envalorada de 0,34 ± 0,03 mases solares.
Con un radiu aprosimao igual al 40% del radiu solar, el so periodu de rotación ye de 98 díes.
Tien una metalicidá del orde de dos veces la del Sol ([Fe/H] = +0,32 ± 0,06), tando ente les más altes de la redolada solar inmediatu.
HIP 57050 ta asitiada a 35,9 años lluz del Sistema Solar y a 6,9 años lluz de Groombridge 1830 y 61 Ursae Majoris.
Al igual que Gliese 832, Gliese 849 y Gliese 581 —ésta última con seis planetes— ye una nana colorada qu'alluga un sistema planetariu.
En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta en redol a HIP 57050, denomináu HIP 57050 b o G 122-40 b, que la so masa ye similar a la de Saturnu.
La separación media cola estrella ye de 0,16 UA, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,31).
Dicha órbita cai dientro de la zona habitable de HIP 57050, siendo la temperatura envalorada del planeta d'aprosimao 230 K.
HIP 79431
HIP 79431 (LP 804-27 / NLTT 42226) ye una estrella na constelación del Escorpión, visualmente a 30 minutos d'arcu de ν Scorpii.
Bien tenue, tien magnitú aparente +11,34, polo que nun resulta visible a simple vista.
En 2010 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
HIP 79431 ye una nana colorada de tipu espectral M3V con una temperatura superficial de 3191 ± 100 K.
Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de Struve 2398 A, Gliese 687 o Gliese 832, pero HIP 79431 alcuéntrase a 49 años lluz de Sistema Solar, muncho más alloñada que cualesquier de les estrelles anteriores.
La so masa envalorada ye de 0,49 mases solares y la so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye mayor que nel Sol ([Fe/H] = +0,4 ± 0,1).
Nun amuesa una actividá cromosférica especialmente alta.
El planeta, llamáu HIP 79431 b, tien una masa mínimo 2,1 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, siendo unu de los planetes estrasolares más masivos descubiertos alredor d'una nana de tipu M.
Anque nun puede refugase totalmente que sía una nana marrón y non un planeta, estadísticamente esiste'l 98,5% de probabilidaes de que la masa de HIP 79431 b tea entendida ente 2,1 y 12 vegaes la masa de Xúpiter.
La separación media al respective de la estrella ye de 0,36 UA y el so periodu orbital ye d'aprosimao 112 díes. 
HK Canis Majoris
HK Canis Majoris (HK CMa / 12 Canis Majoris / HD 49333 / HR 2509) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,06 y +6,09 a lo llargo d'un periodu de 2,181 díes.
Alcuéntrase a 665 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque na base de datos SIMBAD HK Canis Majoris apaez clasificada como xigante de tipu espectral B7II/III, otros estudios considerar una estrella de tipu B5V de namái 18,6 millones d'años d'edá, lo que correspuende al 16% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar, que presenta sobreabundancia de siliciu pero emprobecimientu de heliu.
Al igual qu'otres estrelles análogues, tien un intensu campu magnéticu efectivu  que, nel so casu, algama los 618 G.
La so temperatura efectivo foi envalorada ente 15.205 y 16.443 K, consecuencia de la dificultá d'evaluar esti parámetru nesta clase d'estrelles.
Con un radiu 2,7 vegaes más grande qu'el radiu solar, el so periodu de rotación ye de 2,18 díes.
Relluma con una lluminosidá 340 vegaes mayor que la del Sol y ye 4,3 vegaes más masiva qu'ésti.
HL Tau 76
HL Tau 76 (V411 Tau / WD 0416+272 / EGGR 265) ye una nana blanca na constelación de Tauru asitiada a 154 años lluz de distancia del Sistema Solar. De tipu espectral DAV5, la so temperatura efectivo ye de 11.440 K. La so masa ye de 0,575 mases solares y la so lluminosidá equival a un 0,39% de la lluminosidá solar. El so radiu ye un 1,62% del radiu solar.
HL Tau 76 ye una nana blanca pulsante del tipu ZZ Ceti. Afayóse por Guillermo Haro y Willem Jacob Luyten en 1961, siendo la primer nana blanca variable reparada, cuando en 1968, Arlo O. Landolt atopó qu'el so rellumu fluctuaba con un periodu de 749,5 s o 12,5 minutos. Como n'otres variables ZZ Ceti, la so variabilidá provién d'ondes de gravedá non-radiales dientro de la estrella. Observaciones y analises posteriores dexaron atopar 43 maneres normales de pulsación, con periodos que van dende 380 a 1390 s. El periodu de rotación de la estrella ye de 2,2 díes.
HL Tau 76 nun tien de confundir se cola tamién estrella variable HL Tauri o HL Tau, estrella T Tauri de nome similar.
HN Librae
HN Librae (HN Lib / GJ 555 / HIP 71253) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +11,35. Asitiada a 20,0 años lluz de distancia, ye una de les 100 estrelles más cercanes al Sistema Solar.
HN Librae ye una nana colorada de tipu espectral M3.5V con una temperatura efectivo de 3150 K.
Tien una masa de 0,22 mases solares y relluma con una lluminosidá equivalente al 0,1% de la lluminosidá solar.
El so metalicidá, espresada como la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu, ye aprosimao igual a la solar ([Fe/H] = +0,01).
Ye una estrella variable del tipu BY Draconis, onde les fluctuaciones de lluminosidá tán rellacionaes cola presencia de manches na superficie o otru tipu d'actividá cromosférica. La variación de rellumu de HN Librae ye de 0,03 magnitúes.
Los sistemes estelares más cercanos a Gliese 555 son Gliese 570, a 3,6 años lluz, y Gliese 581, a 4,3 años lluz; esta postrera ye una estrella bien similar a HN Librae onde s'afayaron dellos planetes estrasolares. 61 Virginis, nana mariella análoga al Sol, alcuéntrase a pocu más de 11 años lluz de HN Librae.
HN Pegasi
HN Pegasi (HN Peg / HD 206860 / HR 8314) ye una estrella de magnitú aparente +6,00 asitiada na constelación de Pegasu, al norte de Enif (ε Pegasi), oeste de Markab (α Pegasi) y suroeste de Scheat (β Pegasi) y Matar (η Pegasi). Alcuéntrase a 60 años lluz del Sistema Solar.
HN Pegasi ye nana mariella de tipu espectral G0V. De masa prácticamente igual a la del Sol, tien un diámetru equivalente al 94% del diámetru solar y una lluminosidá un 20% mayor que la lluminosidá solar. Paez ser una estrella nueva con una edá averada de 300 millones d'años ya inda xira sobre sigo mesma rápido, con un periodu de rotación de 4,67 - 5,5 díes. La so bayura relativa de fierro ye un 76% menor que la esistente nel Sol. Dada la so mocedá, nun ye sorprendente que sía una estrella activa, tando catalogada como variable BY Draconis.
HN Pegasi alcuéntrase arrodiada por un discu circumestelar de polvu detectáu pol Telescopiu espacial Spitzer. Esti discu ta centráu a unes 6,6 UA de la estrella y puede tener una temperatura averada de 124 K.
Dende 2006 conozse la esistencia d'una nana marrón de tipu espectral L, denominada HN Pegasi B, reparada directamente cola Infrared Array Camera (IRAC) del Telescopiu espacial Spitzer.
La comparanza ente la so lluminosidá y los valores predichos por modelos evolutivos teóricos suxure que la masa d'esti oxetu ye de 0,021 ± 0,009 mases solares, o aprosimao 20 vegaes la masa de Xúpiter. L'oxetu ta a una distancia proyeutada de la estrella d'aprosimao 795 UA, siendo una de les nanes marrones de metanu menos masives y más nuevos.
Hodge 301
Hodge 301 ye un cúmulu d'estrelles visible nel hemisferiu sur de la Tierra, que s'atopa a 168.000 años lluz de distancia. Ta allugáu nuna de les galaxes satélites de la Vía Lláctea: La Gran Nube de Magallanes. 
Hodge 301, xuntu col cúmulu estelar R136, ye unu de los mayores cúmulos estelares asitiaos na Nebulosa de la Tarántula y ta compuestu por estrelles superxigantes azules. Esti cúmulu de 40 estrelles pudo ser creáu pola esplosión d'una supernova.
Homam
Homam (ζ Pegasi / ζ Peg / 42 Pegasi) ye una estrella de magnitú aparente +3,40 en constelación de Pegasu. El so nome, escritu tamién como Homan o Humam, ye d'orixe árabe; esta estrella y ξ Pegasi yeren conocíes polos antiguos árabes como «les estrelles de la suerte del héroe». 
Homam ye una estrella blancu-azulada de tipu B8V distante 209 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 11.190 K, ye 227 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu 4 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa entendida ente 3,3 y 3,5 mases solares, lo que concuerda más con una subxigante que con una estrella de la secuencia principal. La so edá envalórase en 260 millones d'años. Como otres estrelles B, tien una metalicidá inferior a la solar, aprosimao'l 40% de la mesma. La so velocidá de rotación ye de siquier 140 km/s, dando llugar a un periodu de rotación igual o inferior a 1,4 díes.
Ye una estrella variable pulsante lenta —asemeyada a 53 Persei— que'l so rellumu amuesa una pequeña oscilación de 0,00049 magnitúes nun periodu de 22,95 hores.
Piénsase que Homam forma un sistema binariu con una estrella de magnitú 11 visualmente a 177 segundos d'arcu. L'acompañante ye una nana naranxa de tipu K6 dixebrada siquier 11.000 UA de la estrella principal. Una tercer estrella a 61 segundos d'arcu de Homam paez nun tar físicamente rellacionada con ella.
HP Bootis
HP Bootis (HP Boo / HD 130948 / HR 5534 / GJ 564) ye una estrella de magnitú aparente +5,88 asitiada na constelación de Boötes, el pastor de gües.
Dos nanes marrones orbitan alredor d'esta estrella, asitiada a 59,3 años lluz del Sistema Solar.
HP Bootis ye una nana mariella de tipu espectral G2V con una temperatura superficial de 5943 K.
D'igual tamañu qu'el Sol, tien una masa un 35% mayor que la masa solar y relluma con una lluminosidá un 20% mayor que la lluminosidá solar.
Estudios d'actividá cromosférica y xirocronoloxía indiquen que ye una estrella nueva con una edá averada de 790 millones d'años.
En comparanza al Sol, esta nueva análoga solar amuesa una alta velocidá de rotacion igual o superior a 6,00 km/s, con un periodu de rotación de 7,84 díes —el Sol emplega aprosimao 26 díes en completar un xiru—.
El so metalicidá paez ser llixeramente inferior a la esistente nel Sol ([Fe/H] = -0,04).
A 2,6 segundos d'arcu de HP Bootis alcuéntrase un sistema binariu formáu por dos nanes marrones de tipu espectral L4, denominaes HD 130948 B y HD 130948 C; la separación ente estes compañeres subestelares ye <= 0,13 segundos d'arcu.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 9,9 díes y la so masa conxunto 0,109 ± 0,02 mases solares.
D'alcuerdu a distintos modelos evolutivos la masa de caúna d'elles sería llixeramente cimera a 0,05 mases solares y tendríen un diámetru en redol al 10% del diámetru solar.
Dambos oxetos son bien paecíos, con una temperatura de 2000 K.
HR 285
HR 285 (HD 5848 / SAO 181 / HIP 5372) ye una estrella de magnitú aparente +4,24 na constelación de Cepheus, alcontrada aprosimao en posición opuesta a Polaris (α Ursae Minoris) respectu al polu norte celeste.
Cuando nel sieglu XVIII asignáronse los númberos de Flamsteed encuadrar na constelación de la Osa Menor, recibiendo'l nome de 2 Ursae Minoris; sicasí, coles llendes modernes de les constelaciones establecíos na década de 1920, la estrella quedó finalmente integrada dientro de Cepheus.
Asitiada a 313 años lluz de distancia, HR 285 ye una xigante naranxa lluminosa de tipu espectral K2II-III. Tien una temperatura de 4400 K, con una lluminosidá 273 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Como xigante que ye, tien un diámetru 29 vegaes mayor qu'el diámetru solar, comparable al de Dubhe A (α Ursae Majoris A) o al d'Izar A (ε Bootis A). A diferencia d'éstes, HR 285 nun paez tener nenguna compañera estelar. El so conteníu metálico ye similar al esistente nel Sol y amuesa una velocidá de rotación proyeutada de 1 ~ km/s, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 4 años. Con una masa de 3 mases solares, nel so interior, escosáu yá'l hidróxenu, tien llugar la fusión nuclear de heliu formando carbonu y oxíxenu.
HR 3384
HR 3384 (HD 72673 / HIP 41926 / GJ 309) ye una estrella asitiada na constelación de Pyxis, la brúxula, cerca de la llende con Puppis. De magnitú aparente +6,38, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 39,7 años lluz del Sistema Solar; Gliese 320, a 6,1 años lluz de distancia, ye la estrella más cercana a HR 3384.
De tipu espectral K0V, HR 3384 ye una nana naranxa —na base de datos SIMBAD figura catalogada como G9V— con una temperatura superficial de 5265 K.
De carauterístiques asemeyaes a α Centauri B, relluma con una lluminosidá equivalente al 36% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu qu'el Sol, tien un diámetru equivalente al 77% del diámetru solar.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye menor que la solar, suponiendo un 42% de la mesma.
Nun esiste consensu sobre la posible edá de HR 3384. Esta foi envalorada dende 300 millones d'años —lo que supondría que ye una estrella bien nueva—, hasta 4570 millones d'años, siendo nesti casu una estrella tan antigua como'l Sol.
HR 3617
HR 3617 (HD 78175 / HIP 44768) ye una estrella de magnitú aparente +6,87 na constelación de Cáncer. Alcuéntrase visualmente ente ξ Cancri y ν Cancri, a pocu más d'un grau de la primera. Alcuéntrase a 192 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HR 3617 ye una estrella múltiple que les sos dos componentes principales formen un sistema binariu compuestu por dos estrelles blancu-marielles de la secuencia principal prácticamente iguales. HR 3617 A, de magnitú +7, ye de tipu espectral F4V, ente que HR 3617 B, de magnitú +7,4, ye de tipu F5V. Dambes estrelles, separaes visualmente unos 7,5 segundos d'arcu, alcuéntrase a una distancia real de 480 UA, equivalente a doce veces la distancia media que dixebra a Plutón del Sol. La lluminosidá conxunta del sistema ye de 8,5 soles. El sistema recuerda a Diadem (α Comae Berenices) —estrella binaria formada por dos estrelles idéntiques de tipu F5—, magar los dos componentes d'ésta última tópense muncho más próximes ente sí que les de HR 3617.
Esiste una tercer estrella de magnitú +12,6, HR 3617 C, separada visualmente 27,8 segundos d'arcu de les componentes A y B; forma una doble óptica col par AB, a les que nun ta amestada gravitacionalmente.
HR 4523
HR 4523 (HD 102365 / HIP 57443) ye una estrella binaria de magnitú aparente +4,89 na constelación de Centaurus, asitiada al noroeste de δ Centauri.
Alcuéntrase a 30,1 años lluz de distancia del Sistema Solar, siendo V857 Centauri y Gliese 433 —a 4,3 y 4,4 años lluz respectivamente—, les estrelles conocíes más cercanes a ella.
La componente principal, HR 4523 A (LHS 311 / GJ 442 A), ye una nana mariella de tipu espectral G2V y 5650 ± 100 K de temperatura efectivo.
De menor masa qu'el Sol —la so masa envalórase en 0,85 mases solares—, tien un tamañu llixeramente más pequeñu qu'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 0,3 km/s.
La so lluminosidá equival al 82% de la lluminosidá solar y la so metalicidá ye significativamente menor que la del Sol, ente un 20 y un 33% de la mesma.
Nun amuesa actividá cromosférica y paez ser una estrella muncho más antigua que'l Sol, con una edá de más de 9000 millones d'años.
Considerada miembru del Grupu de Épsilon Indi, lo más probable ye que sía una intrusa dientro del mesmu, una y bones la estrella ye más antigua y tien una composición distinta a la d'otros miembros.
La componente secundaria, HR 4523 B (LHS 313 / GJ 442 B), ye una nana colorada de tipu M4 con una masa envalorada igual al 7% de la masa solar y una lluminosidá de 7 cenmilésimes de la del Sol. La separación media ente les componentes A y B ye d'unes 235 UA, casi 8 vegaes la distancia esistente ente Neptunu y el Sol.
En 2011 afayóse un planeta estrasolar n'órbita alredor de la estrella principal del sistema.
Denomináu HD 102365 b, tien una masa 16 vegaes mayor que la masa terrestre. Muévese a una distancia media de 0,46 UA al respective de HR 4523 A, nuna órbita considerablemente escéntrica (ε = 0,34) que completa en 122 díes.
El planeta paez tar aislláu, nun esistiendo planetes adicionales con una masa mínimo ≥ 0,3 vegaes la masa de Xúpiter a una distancia de la estrella igual o inferior a 5 UA.
HR 4796
HR 4796 (HD 109573 / HIP 61498 / SAO 203621) ye un sistema estelar na constelación de Centauru de magnitú aparente +5,80.
Forma parte de la Asociación estelar de TW Hydrae, polo que tamién ye conocida como TWA 11.
Alcuéntrase a 220 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Les componentes principales de HR 4796 formen un sistema binariu, siendo estrelles bien nueves con una edá en redol a 8 millones d'años.
La componente principal, HR 4796 A, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V con una temperatura efectivo de 9311 K. El so diámetru ye aprosimao'l doble qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 152 km/s.
La so lluminosidá ye unes 23 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La separación ente les dos estrelles ye de 500 UA.
Una tercer estrella, denominada 2M1235-39, paez tar gravitacionalmente xunida al sistema.
De tipu espectral M4.5, tien magnitú +15,7 en banda B.
En redol a HR 4796 A atopóse un discu protoplanetariu de polvu d'unes 200 UA de diámetru. 
La masa del material que forma'l discu envalórase ente 10 y 10 g. Les sos carauterístiques indiquen que ye más nueva y ricu en polvu qu'el cinturón de Kuiper, el so análogu nel sistema solar.
L'estudiu d'esti discu en distintes llonxitú d'onda suxure que les partícules que predominen tienen 1,4 μm de radiu y tán formaes por tolinas, molécules orgániques complexes qu'esisten nel sistema solar esterior, especialmente nes llunes Tritón y Titán. La presencia de material orgánico alredor d'una estrella nes últimes fases de la formación de planetes xigantes, implica que los bloques básicos pa la vida pueden ser corrientes en sistemes planetarios.
HR 4908
HR 4908 (HD 112244) ye una estrella de magnitú aparente +5,32
asitiada na constelación de la Cruz del Sur.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 0,74 ± 0,25 milisegundos d'arcu, polo que taría asitiada a unos 1350 pársecs (4400 años lluz) del Sistema Solar; sicasí, otru estudiu basáu na llinia CaII del espectru, amenorga esta distancia a 903 pársecs (2945 años lluz).
HR 4908 ye una superxigante azul de tipu espectral O9Ibe.
Esta clase d'estrelles, estraordinariamente lluminoses y masives, son bien escases na galaxa, cabiendo señalar a Naos (ζ Puppis), τ Canis Majoris y 19 Cephei ente les más notables.
HR 4908 tien una lluminosidá 525.000 vegaes mayor que la del Sol, según una elevada temperatura efectivo qu'algama los 36.200 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 147 km/s.
Ye una estrella masiva con una masa de 31,8 ± 14,0 mases solares y tien una edá de namái 3,1 ± 0,1 millones d'años.
Al igual qu'otres estrelles de tipu O, HR 4908 ye una estrella fuxitiva que se mueve pel espaciu con una velocidá inusitadamente alta en comparanza con otres estrelles circundantes.
Per otra parte, forma una estrella doble con una xigante naranxa de tipu K0III y magnitú +11,8, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 29,1 segundos d'arcu.
Sicasí, piénsase que dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes y nun formen un verdaderu sistema binariu.
HR 5256
HR 5256 (HD 122064 / HIP 68184 / G 239-8) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +6,49. Alcuéntrase a 33,0 años lluz del Sistema Solar, siendo Gliese 487, a pocu más de 5 años lluz de distancia, la estrella conocida más cercana a HR 5256.
HR 5256 ye una nana naranxa de tipu espectral K3V. Con una temperatura efectivo de 4843 K, ye una estrella de la secuencia principal más pequeña y tenue qu'el Sol, asemeyáu a ε Eridani y a Gliese 892. Relluma con una lluminosidá equivalente al 27% de la lluminosidá solar y la so masa ye un 89% de la del Sol.
La so velocidá de rotación ye de 1,3 km/s, magar esti valor ye namái una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
HR 5256 ye una estrella rica en metales, con una bayura relativa de fierro un 40% superior a la del Sol. Esti arriquecimientu ye tamién patente n'elementos como siliciu, magnesiu o titaniu.
HR 5680
HR 5680 (HD 135591) ye una estrella de magnitú aparente +5,43 asitiada na constelación de Circinus, 30 minutos d'arcu al norte de δ Circini.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 0,92 ± 0,29 milisegundos d'arcu, polo que taría asitiada a unos 1090 pársecs (3540 años lluz) del Sistema Solar.
HR 5680 ye una xigante azul de tipu espectral O8IIIp tamién clasificada como O7.5III(f).
Estes xigantes masives y lluminoses son escases na galaxa, pudiéndose destacar ente elles a Hatysa (ι Orionis) y Menchib (ξ Persei).
HR 5680 tien una lluminosidá 301.000 vegaes mayor que la del Sol, según una elevada temperatura efectivo qu'algama los 34.700 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 78 km/s.
Tien una masa de 25,9 ± 12,7 mases solares y una edá de namái 3,8 ± 0,9 millones d'años.
Pierde masa estelar a razón de 1,8 × 10 mases solares per añu.
HR 5680 forma una estrella doble con una estrella blancu-azulada de tipu B9V —similar, por casu, a Markab (α Pegasi)— y magnitú +12,00.
La separación visual ente dambes estrelles de 5,4 segundos d'arcu, anque nun hai certidume de que dambes estrelles formen un verdaderu sistema binariu.
HR 6806
HR 6806 (HD 166620 / HIP 88972 / GJ 706) ye una estrella de magnitú aparente +6,37. Alcuéntrase na constelación d'Hércules 3º al noroeste de θ Herculis.
Alcuéntrase a 36,2 años lluz del Sistema Solar, siendo G 204-58, a pocu más d'un añu lluz, la estrella más próxima a HR 6806.
HR 6806 ye una nana naranxa de tipu espectral K2V con una temperatura efectivo de 5019 K.
La so lluminosidá correspuende al 35% de la que tien el Sol y tien un diámetru igual al 79% del diámetru solar.
Tocantes a el so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, paez ser menor que la solar; diversos estudios señalen una bayura relativa de fierro equivalente al 66% de la esistente nel Sol, enclín tamién reparáu n'elementos como níquel, siliciu y sodiu.
La masa de HR 6806 ye d'aprosimao 2/3 de la masa solar.
La so edá, teniendo en cuenta parámetro cromosféricos, ye de 4750 - 5000 millones d'años, non bien distinta de la envalorada por xirocronoloxía —basada na so periodu de rotación de 42,4 díes—, que ye de 5300 millones d'años.
HR 7722
HR 7722 (HD 192310 / HIP 99825 / Gliese 785) ye una estrella na constelación de Capricorniu asitiada nel estremu suroeste de la mesma, al oeste de ω Capricorni y al nordés de Askella (ζ Sagittarii). De magnitú aparente +5,73, prácticamente tópase na llende de visibilidá pa poder ser reparada a simple vista. Alcuéntrase a 28,8 años lluz del Sistema Solar.
HR 7722 ye una nana naranxa, una estrella que como'l Sol llogra la so enerxía de la fusión de hidróxenu, pero más fría y menos lluminosa que la nuesa estrella. De tipu espectral inciertu (K0-3V), apaez como de tipu K2V na base de datos SIMBAD. Tomando esti últimu datu como referencia, HR 7722 pue ser una estrella asemeyada a ε Eridani, Gliese 33 y ρ Eridani A.
Tien una temperatura efectivo de 5166 K y relluma col 39% de la lluminosidá solar.
El so radiu equival al 81% del radiu solar y la so masa envalorada asítiase en redol al 80% de la masa solar.
Amuesa una bayura relativa de metales basada nel so conteníu de fierro— llixeramente inferior a la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,04).
Piénsase que ye una estrella antigua con una edá averada de 9300 millones d'años.
Coles mesmes, podría ser una binaria espectroscópica y ta catalogada como una posible estrella variable, recibiendo la denominación NSV 12933.
Sistemes estelares cercanos a HR 7722 son AU Microscopii y AT Microscopii, dambos a una distancia entendida ente los 5,5 y los 6,3 años lluz.
En 2010 afayóse un planeta estrasolar, designáu Gliese 785 b, n'órbita alredor d'esta estrella.
Tien una masa mínimo similar a la de Neptunu —21,6 vegaes la masa de la Tierra— y la so distancia media al respective de la estrella ye de 0,32 UA.
El so periodu orbital ye de 74,72 díes.
Un segundu planeta más esternu, Gliese 785 c, afayóse en 2011. Orbita a 1,2 UA de la estrella y el so periodu orbital ye de 526 díes. 
HR 8799
HR 8799 (HD 218396 / HIP 114189 / GC 32209) ye una estrella na constelación de Pegasu. De magnitú aparente media +5,96, alcuéntrase a 129 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2008 anuncióse'l descubrimientu de trés planetes estrasolares n'órbita alredor d'esta estrella, siendo primer sistema planetariu múltiple del que se llogró una imaxe directa.
Un cuartu planeta afayóse en 2010.
HR 8799 ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V con una temperatura efectivo ente 7170 y 7347 K.
El so radiu ye un 60% más grande qu'el del Sol y tien una lluminosidá 4,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma a una velocidá de rotación de 49 km/s, siendo ésti una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín de la so exa respeutu al observador terrestre.
Con una masa un 50% mayor que la masa solar, la so edá ta nel rangu entendíu ente 30 y 160 millones d'años, siendo la meyor estimación de la mesma 60 millones d'años.
HR 8799 ye una estrella variable que recibe la denominación V342 Pegasi.
Ta catalogada como variable Gamma Doradus —variables que les sos fluctuaciones de lluminosidá son debíes a pulsaciones non radiales de la so superficie— y como estrella Lambda Bootis —estrelles de Población I de baxa metalicidá—.
Ye la única estrella clasificada simultáneamente como variable Gamma Doradus y estrella Lambda Bootis qu'amás presenta un escesu nel infrarroxu procedente d'un discu circumestelar.
HR 8799 presenta una bayura relativa de fierro notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,55).
L'analís espectroscópico revela que los conteníos de carbonu y oxíxenu son comparables a los solares pero amuesa un emprobecimientu relativu de sodiu y azufre.
Esta pauta ye característica d'estrellar Lambda Bootis, qu'amuesen una bayura relativamente alta d'elementos llixeros —carbonu, nitróxenu, oxíxenu y azufre— en comparanza a elementos más pesaos, anque'l conteníu d'azufre nestes estrelles ye dacuando inferior a la solar.
En 2008, un equipu del Institutu Herzberg d'Astrofísica de Canadá anunció la observación directa de tres planetes alredor de HR 8799 utilizando los telescopios Keck y Gemini asitiaos en Hawaii.
La baxa lluminosidá de los oxetos, al pie de la edá envalorada del sistema, implica que la masa de los planetes ta entendida ente 5 y 13 vegaes la masa de Xúpiter.
Los planetes orbitan la estrella na mesma dirección y probablemente nel mesmu planu, lo que ye consistente cola so formación dientro d'un discu circumestelar.
Un cuartu planeta más internu, afayáu en 2010, completa'l sistema de HR 8799. Esti sistema planetariu representa un desafíu pa los actuales modelos de formación planetaria, yá que nengunu d'ellos puede esplicar la formación in situ de los cuatro planetes.
El planeta esterior mover nel cantu internu d'un discu circumestelar de polvu asemeyao al Cinturón de Kuiper del Sistema Solar. El discu de polvu, unu de los más masivos ente les estrelles asitiaes a menos de 300 años lluz del Sol, tien una masa equivalente al 10% de la masa terrestre y una temperatura averada de 50 K.
HR 8938
HR 8938 (HD 221525 / HIP 115746 / SAO 3916) ye una estrella de magnitú aparente +5,56 asitiada na constelación de Cefeo.
Ye una de les estrelles brilloses cercanes al polu norte celeste, del que falta pocu más de dos graos y mediu.
Visualmente alcontrar a 135 minutos d'arcu de Polaris (α Ursae Minoris) y a 105 minutos d'arcu de HR 285.
HR 8938 ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV con una temperatura envalorada de 8000 K.
De carauterístiques asemeyaes a Alderamin (α Cephei) —la estrella más brillosa de Cefeo— o α Pictoris, el so mayor alloña respectu al Sistema Solar fai qu'apaeza más tenue.
Ente que HR 8938 alcuéntrase a 307 años lluz de distancia, Alderamin tópase unes 6 vegaes más cerca.
La so lluminosidá real, 44 vegaes mayor que la del Sol, ye, sicasí, más del doble de la de Alderamin.
Tien un diámetru 3,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar y, con una masa de 2,25 mases solares —consistente cola so estatus de subxigante—, la so edá envalórase en 900 millones d'años.
HR 9038
HR 9038 (GJ 909) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,39.
Asitiáu na constelación de Cefeo, visualmente alcuéntrase unos 2º al sur de Errai (γ Cephei).
HR 9038 ye un sistema estelar triple que la so estrella principal, GJ 909 A, ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 7,753 díes.
Los dos componentes d'esta binaria son nanes naranxes de tipu espectral K3V, caúna d'elles con una masa de 0,73 mases solares.
Tienen una temperatura efectivo de 4759 K y un radiu equivalente al 83% del radiu solar.
La velocidá de rotación proyeutada midida ye de 2,0 km/s.
El so conteníu metálico ye comparativamente bien so —un 20% del qu'esibe'l Sol—, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,71.
Alredor de GJ 909 A orbita la tercer estrella del sistema, denominada GJ 909 B.
Ye una nana colorada de tipu M2V que tien magnitú aparente +11,7.
Relluma col 0,2% de la lluminosidá solar y el so radiu equival al 37% del radiu solar.
Visualmente alcuéntrase a 3,7 segundos d'arcu de GJ 909 A, siendo la separación real ente dambes de siquier 40 UA (2008).
GJ 909 B emplega 255 años en completar una órbita alredor de GJ 909 A.
El sistema alcuéntrase a 35,2 años lluz del Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a HR 9038 son Gliese 22 y Gliese 48, respectivamente a 5,7 y 7,8 años lluz.
HR Carinae
HR Carinae (HR Car / HD 90177 / HIP 50843) ye una estrella variable na constelación de Carina.
Entá siendo una de les estrelles más lluminoses de la galaxa —vease más embaxo—, namái tien magnitú aparente +7,57, yá que s'atopa a 5 ± 1 kilopársecs de distancia.
HR Carinae ye una variable lluminosa azul, una clase d'estrelles bien pocu frecuente, yá que namái se conocen aprosimao una docena d'elles na Vía Lláctea.
Extraordinariamente lluminoses —la lluminosidá de HR Carinae ye 500.000 mayor que la del Sol—, estes estrelles atopar nun estáu de rápida evolución dende una caliente estrella de tipu O que funde hidróxenu a una estrella de Wolf-Rayet que funde heliu.
El tipu espectral de HR Carinae ye B2I y tien una temperatura efectivo de 10.000 K. 
La so masa averar a les 40 mases solares y pierde masa a razón de 6,8 × 10 mases solares per añu.
El so radiu ye 350 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Paez que rota a gran velocidá —150 ± 20 km/s—, equivalente al 88% de la velocidá crítica percima de la cual la estrella se desintegraría. Ello ye que piénsase que dalgunes d'estes variables que roten a gran velocidá nun son capaces de perder momentu angular y esploten mientres la fase de variable lluminosa azul.
HR Carinae tópase arrodiada d'una tenue nebulosa bien malo de reparar nel espectru visible pola gran lluminosidá de la estrella.
La nebulosa tien, a gran escala, una morfoloxía bipolar, espandiéndose los sos lóbulos en dirección SE-NW; pela so parte, la nebulosa interior ye notablemente asimétrica y nun concordar cola estructura a gran escala.
Una característica esconcertante ye que la estrella nun produz l'abonda cantidá de fotones ionizados como pa caltener la nebulosa ionizada; una posible esplicación pa esti fechu —según pa esplicar la marcada asimetría de la nebulosa interior— sería la presencia d'una compañera estelar, entá non detectada, coles propiedaes riquíes.
HR Lupi
HR Lupi (HR Lup) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu, de magnitú aparente +5,76. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 361 ± 13 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ye miembru de la Asociación estelar Scorpius OB2-3, a la que tamién pertenecen δ Lupi, ε Lupi y η Lupi, toes elles tamién na constelación de Lupus.
HR Lupi ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B8IV.
La so temperatura efectivo ye de 12.000 K y la so lluminosidá ye 117 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,5 vegaes más grande qu'el del Sol y completa un xiru sobre sigo mesma en 0,88 díes.
La so masa ye 3,1 vegaes mayor que la masa solar pero nun esiste consensu tocantes a la so edá; mientres una fonte señala una edá de 63 millones d'años, otra alza esta cifra hasta los 141 millones d'años.
Nun presenta escesu na radiación infrarroxo emitida a 24 μm, polo que nun paez tar arrodiada por un discu de polvu circumestelar.
Ye una estrella químicamente peculiar —en concretu amuesa llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un gran campu magnéticu efectivu  de 2173 G, más del doble del de Cor Caroli (α Canum Venaticorum) y comparable al de KQ Velorum o V911 Scorpii.
Coles mesmes, HR Lupi forma un sistema binariu con una compañera estelar que la so separación al respective de ella ye de 1,22 segundos d'arcu.
HR Pegasi
HR Pegasi (HR Peg / HD 216672 / HR 8714 / HIP 113131) ye una estrella variable na constelación de Pegasu de magnitú aparente media +6,47. Alcuéntrase a daqué menos de 1000 años lluz del Sistema Solar.
HR Pegasi ye una fría xigante de tipu espectral S con una temperatura efectivo de 3500 K.
La midida del so diámetru angular, 3,88 milisegundos d'arcu, conduz a un radiu 125 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una metalicidá inferior a la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 60% de la esistente na nuesa estrella.
Con una magnitú bolométrica absoluta de -4,75, la so lluminosidá ye 6800 ~ vegaes superior a la lluminosidá solar.
Nel so espectru detectóse la presencia de tecneciu, elementu del procesu-s de curtia vida producíu por nucleosíntesis estelar.
HR Pegasi ye una variable pulsante semirregular SRB; éstes son xigantes con una periodicidá pocu definida, pero a les que se-y puede asignar un periodu mediu. Pa HR Pegasi paez esistir un llargu periodu de 641 díes en banda B, R ya I, con una duración entá mayor en banda V. Tamién ta presente un segundu periodu de menor amplitú que la so duración ye de 54,4 ± 0,4 díes.
HT Virginis
HT Virginis (HT Vir / HD 119931 / HIP 67186) ye un sistema estelar na constelación de Virgu. Alcuéntrase a 212 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Nun primer enfoque, HT Virginis apaez como una binaria visual, que la so duplicidá afayóse por Wilhelm Struve en 1830, siendo la separación reparada entós de 1,4 segundos d'arcu.
Caúna de les componentes visuales ye de la mesma una binaria cercana, lo que convierte a HT Virginis nun sistema estelar cuádruplu.
El par más estudiáu de los dos (HT Virginis B) constitúi una estrella binaria de contactu binaria de contactu; les componentes tán tan cerca ente sigo que comparten les capes esteriores, siendo el so periodu orbital de namái 0,4077 díes (9,78 hores). Los dos estrelles son bien similares, con temperatures respectives de 6100 y 6075 K, y una rellación ente les sos mases de "q" = 0,812. El tipu espectral de la estrella principal ye F8V y la masa conxunto de dambes ye 2,3 vegaes mayor que la masa solar. El so metalicidá asítiase en redol al 80% del Sol. Ye una variable W Ursae Majoris que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +7,06 y +7,48. 
L'otru par (HT Virginis A) formar una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 32,45 díes. De rellumu entemediu ente'l máximu y el mínimu de la otra binaria, la so masa conxunto pue ser de 2,10 mases solares, magar los parámetros d'esti par nun son bien conocíos.
La órbita cola que HT Virginis A muévese al respective de HT Virginis B ye bien escéntrica (ε = 0,640). Caúna d'elles completa una vuelta cada 260,7 años.
HV 11423
HV 11423 (PMMR 114 / LI-SMC 140) ye una estrella asitiada na Pequena Nube de Magallanes, galaxa que forma parte del Grupu Local. Alcuéntrase a unos 200.000 años lluz de distancia en dirección a la constelación de Tucana.
HV 11423 ye una de les superxigantes coloraes más brilloses de la vecina galaxa.
El so tipu espectral ye variable, dende K0-1I (avientu de 2004), a M4I (avientu de 2005), y de vuelta a K0-1I (setiembre de 2006). Espectros d'archivu del VLA revelen que n'avientu de 2001 la estrella yera entá más fría (M4-5I). Otra manera, n'ochobre de 1978, según un añu más tarde, apaecía como una estrella de tipu M0I. El tipu espectral M4-5 ye'l más tardíu reparáu nuna superxigante de la Pequena Nube de Magallanes; ello ye que la so temperatura en dichu tao asitiar más allá del llende de Hayashi, nuna rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell onde la estrella nun taría en equilibriu hidrostáticu. Cuando la estrella entra nuna rexón prohibida de la diagrama HR, tendría de buscar recuperar rápido l'equilibriu perdíu, lo que ye consistente cola vuelta al tipu K namái meses dempués de pasar pol tipu M4 (avientu de 2005).
HV 11423 ye una estrella de gran tamañu, con un radiu aprosimao 1000 vegaes más grande qu'el del Sol.
Coles mesmes, ye una estrella variable, con una variación de 2 magnitúes en banda V pero esencialmente constante en banda K. La so lluminosidá bolométrica, 300.000 ~ vegaes mayor que la lluminosidá solar, paez permanecer ensin cambeos.
Piénsase que la estrella anguaño alcuéntrase somorguiada nun periodu de la intensa inestabilidá, nel cual la so temperatura efectivo camuda de 4300 K a 3300 K nuna escala de tiempu de meses; la so variabilidá en banda V puede debese principalmente a variaciones na so temperatura según a cambeos de la estinción local por cuenta de la creación y disipación de polvu circumestelar.
Especúlase que la estrella puede tar averándose a la fin de la so vida.
HV Hydrae
HV Hydrae (HV Hya / 3 Hydrae / HD 72968) ye una estrella variable de magnitú aparente +5,72 na constelación d'Hidra. 
Alcuéntrase a 268 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HV Hydrae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1spe. Tien una temperatura efectivo de 9817 K y relluma con una lluminosidá 35 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so masa ye 2,30 vegaes mayor que la del Sol y tien una edá envalorada de 270 millones d'años.
HV Hydrae ye, al igual que β Hydrae —nesta mesma constelación—, una estrella químicamente peculiar que presenta conteníos anómalos de metales na so superficie.
Tien un intensu campu magnéticu que varia con un periodu de 4,665 díes.
Coles mesmes, ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum; el so rellumu fluctúa 0,01 magnitúes nun ciclu de 5,57 díes. 
Estes estrelles rotan amodo; HV Hydrae xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 18 km/s, bien inferior a la d'otres estrelles de tipu A.
HW Virginis
HW Virginis (HW Vir) ye una estrella variable na constelación de Virgu, alcontrada ente ψ Virginis y χ Virginis, a 1º 25' d'esta postrera. De magnitú aparente media +10,9, nun ye observable a simple vista. Magar la paralax llograda col satélite Hipparcos asitia a HW Virginis a unos 1800 años lluz del Sistema Solar —midida suxeta a un ampliu marxe d'erru—, la distancia envalorada d'alcuerdu a magnitú y propiedaes estelares ye notablemente inferior, en redol a 590 años lluz. 
HW Virginis ye una estrella binaria que la so componente principal, HW Virginis A, ye una subenana de tipu B —una estrella estrema de la caña horizontal— que la so temperatura efectivo ye de 28.490 ± 210 K. Estes estrelles representen una etapa tardida na evolución estelar de ciertes estrelles, cuando una xigante colorada pierde les sos capes esteriores de hidróxenu primero que nel so nucleu empiece la fusión del heliu. La masa averada de HW Virginis A ye de 0,48 mases solares, siendo'l so radiu un 17,6% del radiu solar. Relluma con una lluminosidá 20 vegaes mayor que la del Sol.
La estrella acompañante, HW Virginis B, ye una nana colorada de tipu M6-7 con una fría temperatura de 3085 K. El so diámetru ye llixeramente más grande qu'el de la so compañera, pero la so masa ye una cuarta parte de la de HW Virginis A. La so lluminosidá apenes supón un 0,3% de la lluminosidá solar. El sistema constitúi una binaria eclipsante, siendo el so periodu orbital de 2,8 ~ hores, amosando un continuu decrecimiento de 8,28 × 10 díes per añu.
El sistema HW Virginis tien dos compañeros subestelares n'órbita alredor de la estrella binaria. HW Virginis c, el más internu, ye un planeta estrasolar con una masa siquier 8,5 vegaes mayor que la de Xúpiter y emplega daqué más de 9 años en completar el so órbita. L'otru compañeru, HW Virginis b, tien una masa igual o mayor a 19,2 vegaes la masa de Xúpiter, siendo por tantu una nana marrón, una y bones la llende per debaxo del cual un cuerpu ye consideráu un planeta ye ≈ 13 vegaes la masa de Xúpiter. Muévese nuna órbita escéntrica (y = 0,46) a una distancia media de la estrella de 5,3 UA, siendo el so periodu orbital de 15,8 años.
Hyadum I
Hyadum I ye'l nome de la estrella γ Tauri (γ Tau / 54 Tauri / HD 27371) na constelación de Tauru. El so nome alude al cúmulu de les Híades, del que forma parte, y en llatín significa «Primer Híade». Tamién recibe'l nome Ambrosia o Ambrosie (Αμβροσιη en griegu), una de les hermanes Híades. La so magnitú aparente ye +3,65.
Hyadum I ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4970 K. Relluma con una lluminosidá equivalente a 79 soles y el so radiu ye 12 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye una de los cuatro xigantes naranxes de les Híades, xuntu a Ain (ε Tauri), Hyadum II (δ Tauri) y θ Tauri. La so velocidá de rotación ye tan lenta que ye difícil midila con exactitú —la cifra varia según autores—, anque el so periodu de rotación puede averase a los 150 díes. Sicasí, la estrella presenta una capa esterior magnéticamente activa (posiblemente una corona), lo cual ye sorprendente, una y bones la esistencia d'un campu magnéticu nuna estrella fría rique una velocidá de rotación enforma mayor.
Como otres xigantes de les Híades, Hyadum I presenta una metalicidá —midida como'l conteníu de fierro en relación al de hidróxenu— cimeru al Sol nun 25%. Alcuéntrase a 154 años lluz del Sistema Solar.
Hyadum II
Hyadum II ye'l nome de la estrella δ Tauri (δ Tau / 61 Tauri) na constelación de Tauru. El so nome alude al cúmulu de les Híades, del que forma parte, y en llatín significa «Segunda Híade». Tamién recibe'l nome Eudora (Ευδωρη en griegu), una de les hermanes Híades. La so magnitú aparente ye +3,77 y alcuéntrase a 153 años lluz del Sistema Solar.
Hyadum II ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4965 K. Relluma con una lluminosidá 74 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 11,6 vegaes más grande qu'el del Sol. Ye una de los cuatro xigantes naranxes de les Híades, xuntu a Ain (ε Tauri), θ Tauri y Hyadum I (γ Tauri). Ello ye que les sos carauterístiques físiques son casi iguales a ésta última. Al igual que Hyadum I, tien una velocidá de rotación bien lenta y, como nel restu de les Híades, la so metalicidá ye cimera a la del Sol nun 25%, lo que ye consistente cola bayura de cianóxenu (CN) reparada nel so espectru.
Hyadum II ye una binaria espectroscópica, onde la componente secundaria orbita a la xigante naranxa cada 529,8 díes. Una tapecimientu per parte de la Lluna dexó conocer que se trata d'una nana colorada de tipu M y magnitú 13. La escentricidá de la órbita fai que la separación ente dambes estrelles varie ente 1,0 UA y 2,5 UA.
Hydor
Hydor (λ Aquarii / λ Aqr / 73 Aquarii) ye una estrella de magnitú aparente +3,73, la sesta más brillosa de la constelación d'Acuariu. El so nome provién del griegu antiguu ‘υδωρ y significa «agua». Tamién recibe'l nome de Ekkhysis.
Distante 392 años lluz del Sistema Solar, Hydor ye una xigante colorada de tipu espectral M2.5IIIa y 3555 K de temperatura efectivo. Como tal, ye muncho más grande qu'el Sol, con un radiu 100 vegaes mayor qu'el radiu solar, equivalente a 0,5 UA.
La so lluminosidá, incluyendo una gran parte de la so enerxía que ye emitida nel infrarroxu, ye igual a la de 2210 soles. Amás, ye una estrella variable irregular de tipu LB, con oscilaciones nel so rellumu ente magnitú +3,70 y +3,80. Ye una xigante colorada per segunda vegada», pos nel so nucleu'l heliu tresformóse en oxíxenu y carbonu.
Con una edá de 440 millones d'años, nun futuru non bien llonxanu va espulsar les sos capes esteriores pa terminar los sos díes como una nana blanca.
Como s'atopa cerca de la eclíptica, Hydor ye regularmente despintáu pola Lluna.
HZ Lupi
HZ Lupi (HZ Lup / HD 133652 / HR 5610) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,97.
Ta asitiada al norte de la constelación de Lupus —el llobu—, 2,5º al oeste de 2 Lupi. 
D'alcuerdu al segundu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 396 años lluz de distancia del Sistema Solar.
HZ Lupi tien tipu espectral A0sp y una temperatura efectivo de 12.970 K.
Relluma con una lluminosidá 85 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa de 3,1 mases solares.
Bien nuevu, tien una edá d'apenes 2,4 millones d'años, y ta empezando la so vida como estrella de la secuencia principal.
HZ Lupi ye una estrella químicamente peculiar —en concretu una estrella Ap con llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un intensu campu magnéticu efectivu  de 916 G.
Estes variables —ente les que cabo citar a Cor Caroli (α Canum Venaticorum) o a la brillosa Alioth (ε Ursae Majoris)— amuesen una variación de rellumu igual o inferior a 0,1 magnitúes; la variación de rellumu de HZ Lupi ye de 0,07 magnitúes y el so periodu de 2,304 díes.
I Carinae
I Carinae (HD 90589 / HR 4102 / HIP 50954) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +4,00 que s'atopa a 52,9 años lluz de distancia del Sistema Solar. Nun tien de ser confundida con i Carinae (HD 79447) nin con l Carinae (HD 84810), esta postrera una conocida variable cefeida. 
Enantes clasificada como subxigante, I Carinae ye considerada anguaño una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F3V. Siendo un 55% más masiva qu'el Sol, I Carinae relluma con una lluminosidá 6 vegaes mayor que la lluminosidá solar, amosando claramente cómo una medría —inclusive pequeña— na masa implica un considerable aumentu na lluminosidá.
Tien una temperatura efectivo de 6794 K y el valor del so metalicidá ye comparable a la del Sol.
Como otres estrelles calientes, I Carinae rota considerablemente más apriesa que'l Sol. Ente que per debaxo de cierta temperatura, les estrelles xiren sobre sigo mesmes a una velocidá cercana a la del Sol (2 km/s), percima de cierta llende la velocidá de rotación aumenta sópito, llegando en delles estrelles calientes a superar los 300 km/s. I Carinae alcuéntrase xusto percima de dichu llende, lo que se traduz nuna velocidá de rotación proyeutada de 51,6 km/s, con un periodu de rotación de siquier 1,68 díes —compárese col del Sol, d'aprosimao 26 díes—.
Piénsase qu'I Carinae puede ser una llixeramente estrella variable con una pequeña variación nel so rellumu de 0,04 magnitúes.
II Lupi
II Lupi (II Lup) ye una estrella variable na constelación de Lupus, el llobu.
De magnitú aparente media +5,92 en banda J, alcuéntrase a una distancia ente 500 y 590 pársecs (aprosimao 1800 años lluz) del Sistema Solar.
II Lupi ye una estrella de carbonu que la so temperatura efectivo ye de namái 2400 K.
Relluma con una lluminosidá 8933 vegaes superior a la lluminosidá solar.
De gran tamañu, tien un radiu 547 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,5 UA; si ocupara'l llugar del nuesu Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— taríen conteníes nel interior de la estrella.
II Lupi alcuéntrase na caña asintótica xigante (AGB), periodu de la evolución estelar qu'esperimenten les estrelles de masa entemedio al concluyir les sos vides; la conocida Mira (ο Ceti), R Sculptoris y W Aquilae son exemplos d'estrelles nesta fase evolutiva.
II Lupi pierde masa estelar a razón de 3,9 × 10 mases solares per añu, y el ritmu de perda de masa ye constante.
Catalogada como variable Mira, la so variación de rellumu en banda H ye de 1,6 magnitúes y el so periodu de pulsación ye de 575 díes.
Les estrelles de carbonu tán arrodiaes por una envoltura circumestelar y, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor qu'el de oxíxenu.
II Lupi presenta una rellación ente los isótopos C/C igual a 4,0, polo que ye una estrella bien rica en carbonu-13.
Dicha rellación ye un indicador del estáu evolutivu y de la nucleosíntesis; n'estrelles AGB masives —ente 3 y 7 mases solares—, actívase'l llamáu quemáu caliente fondu» y la rellación C/C puede algamar el valor 10 (a títulu comparativu, nel Sol dichu valor ye 89).
Per otra parte, na envoltura d'II Lupi detectáronse molécules de CO, SiO, HCN y CS, y piénsase qu'el SiO ye la especie emitida más cerca de la estrella, siguida del HCN y del CS.
Tamién se detectó SIS, molécula que, a diferencia de les anteriores, ye más abondosa n'estrelles de carbonu que n'estrelles de tipu M.
El radiu de dicha envoltura ye de 1,4 × 10 cm.
II Pegasi
II Pegasi (II Peg / HD 224085 / HIP 117915) ye una estrella variable na constelación de Pegasu. La so magnitú aparente media ye +7,37 y alcuéntrase a 138 años lluz del Sistema Solar.
II Pegasi ye una estrella binaria cercana —la distancia ente les componentes ye de 0,032 UA— con un periodu orbital de 6,724 díes. La estrella principal, II Pegasi A, ye una subxigante naranxa con una masa de 0,90 mases solares, ente que II Pegasi B tien una masa de 0,38 mases solares. Por cuenta de la fuerte atracción gravitatoria, dambes estrelles roten rápido, unos cuatro vegaes más apriesa qu'el Sol.
La so velocidá al traviés del espaciu suxure que ye una vieya estrella de discu.
Sábese qu'II Pegasi ye una estrella acandilante en rayos X dende mediaos de la década de 1970.
Ello ye que ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, ye la más brillosa en rayos X; la so lluminosidá —en dicha rexón del espectru— llega a los 175,75 × 10 W.
Amás, ye brillosu y activa como radiofuente y na rexón ultravioleta.
Catalogada como variable RS Canum Venaticorum, el so rellumu fluctúa ente magnitú +7,18 y +7,78 nun periodu de 6,703 díes.
En 2005 l'observatoriu espacial Swift reparó una enorme erupción, 100 millones de vegaes más intensa qu'un fogaral normal del Sol, n'II Pegasi A. Esti rellumu ye quiciabes la esplosión estelar magnética de mayor enerxía que se detectó nunca, con una intensidá comparable al d'una nova.
Piénsase que la rápida rotación de les estrelles conduz a la formación d'estes enormes erupciones.
Una erupción asina nel nuesu Sol provocaría una estinción masiva na Tierra.
IK Persei
IK Persei (IK Per / TYC 2887-2716-1) ye un sistema estelar variable na constelación de Perséu de magnitú aparente media +11,50.
Catalogada nel Xeneral Catalogue of Variable Stars (GCVS) como binaria eclipsante, el so rellumu mengua 0,3 magnitúes mientres el eclís, que tien llugar cada 0,67604 díes.
Los dos componentes de IK Persei formen una estrella binaria de contactu binaria de contactu, esto ye, los sos componentes tán tan cerca ente sigo que comparten les capes esteriores, formando una «binaria de sobrecontacto». Amás, el sistema tien un grau de sobrecontacto eleváu (~ 60%).
La componente principal ye una estrella de tipu espectral A2 y 9070 K de temperatura con una masa doble de la del Sol. El so radiu ye 2,4 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá ye 35 vegaes superior a la del Sol.
La componente secundaria tien una masa de 0,34 mases solares, resultando una rellación ente les mases de dambes componentes "q" = 0,17.
El so radio envalórase un 15% más grande qu'el del Sol y la so lluminosidá equival a 5,7 vegaes la lluminosidá solar.
La so temperatura efectivo envalórase ente 7470 y 8600 K.
El periodu de IK Persei escai col tiempu a razón de 2,5 ± 0,09 × 10 díes per añu.
Esti amenorgamientu al llargu plazu probablemente ta influyida por un tercer cuerpu; la masa mínimo d'esti oxetu ye de 0,53 mases solares, correspondiendo un radiu orbital d'aprosimao 16 UA.
Si ye una estrella de la secuencia principal, tratar d'una nana colorada de tipu M0V.
Partiendo de la baxa rellación ente les mases y del altu grau de sobrecontacto, una posible evolución d'esti sistema consiste en que la capa compartida poles dos estrelles en contactu sía cada vegada mayor, hasta concluyir nuna única estrella de rápida rotación. Esta situación ye similar a la reparada nos sistemes GR Virginis y AW Ursae Majoris.
IK Tauri
IK Tauri (IK Tau / NML Tauri) ye una estrella variable na constelación del Tauru.
Afayóse en 1965 por G. Neugebauer y collaboradores mientres un estudiu del cielu en astronomía infrarroxa.
IK Tauri ye una estrella de la caña asintótica xigante, periodu de la evolución estelar qu'esperimenten toles estrelles de masa entemedio a la fin de les sos vides.
IK Tauri ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +10,80 y +16,50 con un periodu de 470 díes.
A lo llargo del ciclu, el so tipu espectral varia ente M8.1 y M11.2.
Tien una temperatura superficial de 2200 K y tien un gran tamañu, con un diámetru —dependiendo del modelu consideráu— ente 215 y 360 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Ye pocu más lluminosa que'l Sol nel espectru visible pero en banda K —nel infrarroxu cercanu— la so lluminosidá ye unes 60 vegaes superior a la del Sol.
Alcuéntrase a una distancia averada de 840 años lluz del Sistema Solar.
Mientres la etapa na caña asintótica xigante (RAG), les estrelles lliberen cantidaes significatives de gas y polvu al mediu interestelar. Esta perda de masa estelar —que nel casu de Tauri envalórase en ~ 9 × 10 mases solares per añu— determina la evolución estelar y, n'última instancia, favorez la evolución escontra la fase de protonebulosa planetaria. La materia espulsada forma una envoltura circumestelar qu'envolubra a la estrella, que la so composición química depende de la proporción ente carbonu y oxíxenu.
Les estrelles M riques n'oxíxenu —como IK Tauri— tienen una rellación C/O menor que la unidá, ente que les estrelles de carbonu definir por una rellación C/O mayor qu'unu.
L'estudiu de la envoltura qu'envolubra a IK Tauri reveló un emprobecimientu de SiO y SIS na rexón de vientu entemediu por cuenta del so adsorción nos granos de polvu.
IM Lupi
IM Lupi (IM Lup / HIP 78053 / SZ 82) ye una estrella variable na constelación de Lupus, visualmente asitiada a 9,5 minutos d'arcu de RU Lupi y a 54 minutos d'arcu de la brillosa η Lupi. Bien tenue pa ser reparada a simple vista (magnitú aparente +12,14), alcuéntrase a una incierta distancia de 620 años lluz del Sistema Solar. En 2008 la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 a bordu del Telescopiu espacial Hubble detectó la presencia d'un discu circumestelar alredor d'esta estrella.
IM Lupi ye una nueva estrella T Tauri de tipu espectral M0 catalogada como variable Orión. Ye una estrella pre-secuencia principal con una edá envalorada ente 100.000 y 10 millones d'años (compárese cola edá del Sol que ye de 4600 millones d'años). Los sos parámetros físicos averaos son 3900 K de temperatura, un radiu 3 vegaes más grande qu'el del Sol y una lluminosidá 1,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Los modelos de evolución estelar correspondientes contemplen una masa equiparable a la masa solar.
Anque les observaciones del satélite Hipparcos suxurieron la presencia d'una compañera cercana a 0,4 segundos d'arcu, posteriores estudios paecen desmentir la so esistencia.
El discu qu'arrodia a IM Lupi estender dende un radiu interior < 0,4 UA —compatible col radiu de sublimación del polvu—, hasta les 400 UA. Nel centru del planu del discu los granos de polvu crecieron hasta un tamañu d'unos pocos milímetros.
Piénsase qu'el discu circumestelar probablemente entró na primeres fases de formación planetaria: esisten granos de polvu d'un tamañu dellos ordes de magnitú mayor qu'el de los granos interestelares sobre los que se ta asitiando polvu, siquier na parte central del discu.
Anque esisten signos de granos cristalinos, el grau global de cristalización ye baxu (< 10%).
IM Velorum
IM Velorum (IM Vel / HD 83368 / HR 3831) ye una estrella variable na constelación de Vela, la vela del Argo Navis. De magnitú aparente media +6,23, alcuéntrase a 235 años lluz de distancia del Sistema Solar.
IM Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral Ap, onde la «"p"» indica que ye una estrella peculiar, nel sentíu de qu'el so conteníu superficial en metales ye anómala. Tien una temperatura efectivo de 7535 K y una lluminosidá 13 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con una masa de 1,76 mases solares, la so edá envalórase en 1050 millones d'años.
IM Velorum ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum que'l so rellumu bazcuya 0,04 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 2,85 díes. Ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum d'oscilaciones rápides; nestes estrelles les variaciones debíes a pulsaciones non radiales se superponen a les producíes pola rotación de la estrella. IM Velorum amuesa pulsaciones cada 11,67 minutos.
Catalogada como estrella binaria, la compañera estelar de IM Velorum tien magnitú 9.
Iota Andromedae
Iota Andromedae (ι And / 17 Andromedae) ye una estrella na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente +4,30, ye la decimotercer estrella más brillosa de la constelación.
Alcuéntrase a 500 años lluz del Sistema Solar.
Iota Andromedae nun tien nome habitual, pero nel catálogu "Calendarium d'A'l Achsasi Al Mouakket", recibió'l títulu de Keff al-Salsalat (كف المسلسلة - "kaf al-musalsala"), traducíu al llatín como Manus Catenata, «la palma de la muyer encadenada».
En chinu, Téng Shé, «la Culiebra Voladora», fai referencia a un asterismo qu'entiende a ι Andromedae, α Lacertae, 4 Lacertae, π Cygni, π Cygni, HD 206267, ε Cephei, β Lacertae, σ Cassiopeiae, ρ Cassiopeiae, τ Cassiopeiae, AR Cassiopeiae, 9 Lacertae, 3 Andromedae, 7 Andromedae, 8 Andromedae, λ Andromedae, κ Andromedae y ψ Andromedae. Arriendes d'ello, ι Andromedae ye conocida como Téng Shé èrshíèr, la segunda estrella de la Culiebra Voladora.
Iota Andromedae ye una estrella blancu-azulada, enantes catalogada como estrella de la secuencia principal de tipu espectral B8V, y más apocayá como subxigante B8IV.
Ye, por tanto, similar a φ Sagittarii, pero ta aprosimao al doble de distancia qu'ésta.
Tien una temperatura efectivo de 12.610 K y relluma con una lluminosidá 610 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular envaloráu, 0,365 milisegundos d'arcu, xuníu a la distancia a la que s'atopa, dexa envalorar el so diámetru real, resultando ser ésti unes seis veces más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 77 km/s, pero la velocidá real pue ser considerablemente cimera.
Tien una masa de casi cuatro mases solares.
Iota Antliae
Iota Antliae (ι Ant / HD 94890 / HR 4273 / HIP 53502) ye una estrella na pequeña constelación de Antlia, la máquina neumática, cerca de la llende con Centauru. De magnitú aparente +4,61, ye la tercer estrella más brillosa de la mesma, dempués de α Antliae y ε Antliae. Al igual qu'éstes, ye una xigante naranxa y ye la más próxima ente elles, yá que s'atopa a 199 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral K1III, Iota Antliae tien una temperatura superficial de 4802 K.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, comparable al de Alkes (α Crateris), Wazn (β Columbae) o Menkent (θ Centauri), por citar delles de les munches estrelles asemeyaes nel cielu nocherniegu. Anque ye 73 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la so lluminosidá queda llueñe d'otres xigantes naranxes más conocíes, como Arturu (α Bootis), Aldebarán (α Tauri) o la mesma α Antliae, nesta mesma constelación. Ésta última ye unes 7 vegaes más lluminosa qu'Iota Antliae.
Iota Arae
Iota Arae (ι Ara) ye una estrella na constelación d'Ara, el altar, de magnitú aparente +5,25.
Acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 925 ± 75 años lluz del Sistema Solar.
Iota Arae ye una xigante azul de tipu espectral B2IIIIne.
Ye una estrella caliente con una temperatura superficial de 22.560 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía radiada como lluz ultravioleta— 5.740 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye casi cinco veces más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma bien rápido, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 369 km/s.
Tien una masa ente 8,3 y 9 mases solares —na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando en forma de supernova— y la so edá cífrase en 30,0 ± 7,4 millones d'años.
Iota Arae ye una «estrella Be» con un discu circumestelar aniciáu pola perda de masa y la rápida rotación; α Arae, nesta mesma constelación, ye tamién una estrella d'esta clase.
Como tal, figura como variable nel Xeneral Catalogue of Variable Stars, siendo la so variación de 0,06 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,5565 díes (13,36 hores).
Iota Arietis
Iota Arietis (ι Ari / 8 Arietis / HD 11909) ye una estrella na constelación d'Aries.
La so magnitú aparente ye +5,11 y alcuéntrase a 520 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque Iota Arietis apaez catalogada como nana naranxa «peculiar» na base de datos SIMBAD, los sos parámetros indiquen, ensin batura a duldes, que ye una verdadera xigante.
Tien una temperatura superficial averada de 4630 K y una lluminosidá 294 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 27 vegaes más grande qu'el del Sol —como correspuende a una xigante— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,3 km/s.
Ello implica qu'el so periodu de rotación pue ser d'hasta 400 díes.
La so masa envalórase ente 3,5 y 4 mases solares.
Iota Arietis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1567,7 díes (4,29 años). Desconozse la naturaleza de la estrella acompañante, pero considerando una masa mínimo pa ésta, la separación ente les dos estrelles pue ser de 4,8 UA.
Iota Bootis
Iota Bootis ye una sistema d'estrelles na constelación de Boyero. Compónse de dos componetes con una distancia angular de 38,6 segundos una d'otra y tán a 97 años lluz de distancia de la Tierra.
Iota Cancri
Iota Cancri (ι Cnc / 48 Cancri) ye una estrella binaria na constelación de Cáncer, el cámbaru, asitiada a unos 298 años lluz de distancia del Sistema Solar. Dambes componentes tán dixebraes visualmente 30,6 segundos d'arcu y pueden ser resueltes con un pequeñu telescopiu.
La estrella principal, Iota Cancri A (HD 74739 / HR 3475), ye una xigante mariella de magnitú aparente +4,02. Con una temperatura de 5000 K, foi clasificada indistintamente como G8Iab, G7.5IIIa o G8II. La so lluminosidá, 215 vegaes superior a la del Sol, asitiar de llenu nel grupu de les xigantes, llueñe de les lluminosidaes qu'esiben les superxigantes. La so compañera, Iota Cancri B (HD 74738 / HR 3474), ye una estrella blanca de la secuencia principal de magnitú +6,57 y tipu espectral A3V, que la so temperatura superficial ye de 8800 K.
Iota Cancri A, con una masa 3,5 vegaes mayor que la masa solar, ye una estrella con un nucleu inerte de heliu que la so superficie tar esfreciendo. La so edá envalórase nunos 260 millones d'años y hasta fai un millón d'años yera una estrella blancu-azulada de tipu B. Pela so parte, Iota Cancri B ye 16 vegaes más lluminosa qu'el Sol siendo la so masa casi'l doble que la masa solar. La separación mínima ente les dos estrelles ye de 2800 UA y el so periodu orbital ye de siquier 65.000 años.
Iota Canis Majoris
Iota Canis Majoris (ι CMa / 20 Canis Majoris / HD 51309) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,39.
Ye una estrella distante asitiada a 2500 ± 250 años lluz del Sistema Solar.
Iota Canis Majoris ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B3Ib-II con carauterístiques entemedies ente superxigante «menor» y una xigante lluminosa.
Tien una temperatura efectivo de 16.750 K y ye descomanadamente lluminosa, 46.000 vegaes más que nuesu Sol.
El so radiu ye 26 vegaes más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá proyeutada de 54 km/s —anque la so velocidá real pue ser bien cimera—, implicando un periodu de rotación inferior a 24 díes.
Anque entá figura catalogada como variable Beta Cephei, güei piénsase que nun forma parte de dichu grupu.
Tocantes a el so estáu evolutivu, piénsase qu'Iota Canis Majoris, con una edá averada de 11 millones d'años, apocayá terminó la fusión del so hidróxenu internu.
La so masa, 14 vegaes mayor que la masa solar, implica que va acabar la so vida esplotando como una supernova, cuando va ser 100.000 vegaes más brillosa que na actualidá.
Iota Capricorni
Iota Capricorni (ι Cap / 32 Capricorni / HD 203387) ye una estrella asitiada a pocu más d'un grau al sur de la eclíptica na constelación de Capricorniu.
Ensin nome propiu habitual, en China yera conocida como Tae, un antiguu estáu feudal d'esti país. 
De magnitú aparente +4,30, alcuéntrase a 216 años lluz del Sistema Solar.
Iota Capricorni ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo ente 5107 K y 5244 K.
Prácticamente idéntica a la componente más brillosa de Capella (α Aurigae) —pero cinco vegaes más alloñada qu'ella—, la so lluminosidá ye 87 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru 13 vegaes más grande qu'el diámetru solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,67 km/s.
Diversos estudios señalen una metalicidá bien similar a la del Sol.
Con una masa 2,8 vegaes mayor que la masa solar, la so edá envalorada cifrar ente 425 y 540 millones d'años.
Iota Capricorni ye llixeramente variable, fluctuando el so rellumu 0,06 magnitúes. Ta catalogada como variable BY Draconis, una clase de variables que les sos fluctuaciones débese a diferencies nel rellumu de la superficie de la estrella evidenciaes pola rotación estelar.
Iota Cassiopeiae
Iota Cassiopeiae (ι Cas / HD 15089 / HR 707) ye un sistema estelar na constelación de Cassiopeia. Alcuéntrase a unos 142 años lluz del Sistema Solar.
Con un pequeñu telescopiu apréciase un sistema estelar triple. La estrella más brillosa (Iota Cassiopeiae A) ye una estrella blanca de magnitú aparente +4,64 de tipu espectral A5 peculiar. A 2,7 segundos d'arcu alcuéntrase Iota Cassiopeiae B, de tipu espectral F5 y magnitú +6,89. A 7,4 segundos d'arcu, la más débil de los trés, Iota Cassiopeiae C, ye una nana mariella de tipu espectral G7V y magnitú +8,40. Ye interesante reparar el contraste ente les componentes A y B, casi blanques, y la componente C, de color anaranxáu.
Iota Cassiopeiae A ye una estrella llixeramente variable del tipo Alfa2 Canum Venaticorum, con variaciones na so magnitú de +4,45 a +4,53 nun periodu de 1,74 díes. Tien una estrella acompañante bien próxima, a namái 0,5 segundos d'arcu, con un periodu orbital de 47 años. Recibe'l nome de Iota Cassiopeiae Aa y ye de tipu espectral G2.
Iota Cassiopeiae C ta demasiáu alloñada pa poder estudiar el so órbita. De la mesma, afayóse que tien una compañera próxima a 0,4 segundos d'arcu, Iota Cassiopeiae c, de tipu espectral K5. 
Iota Centauri
Iota Centauri (ι Cen / HD 115892 / HR 5028) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +2,75. Lleva'l nome, escasamente utilizáu, de Alhakim, «el sabiu», d'orixe árabe. Alcuéntrase a 58,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Iota Centauri ye una estrella blanca de tipu espectral A2V. Considerada una estrella de la secuencia principal —nel so nucleu tien llugar la fusión del hidróxenu—, les sos carauterístiques suxuren que puede evolucionar yá escontra una subxigante —implicando que la fusión del hidróxenu remató—. Con una temperatura superficial de 9100 K, ye 71 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo'l so radiu 3,4 vegaes más grande qu'el radiu solar. Tien una masa de 2,5 mases solares y la so edá envalórase nunos 500 o 600 millones d'años.
La so velocidá de rotación proyeutada, 86 km/s, implica un periodu de rotación de menos de dos díes.
Tien un campu magnéticu unes 100 vegaes mayor qu'el de la Tierra.
L'aspeutu más destacáu d'Iota Centauri ye que, al igual que Vega (α Lyrae), β Pictoris y η Corvi, tien un discu circumestelar de polvu al so alredor qu'emite radiación infrarroxo.
Iota Cephei
Iota Cephei (ι Cep / 32 Cephei / HD 216228) ye una estrella na constelación de Cefeo, dacuando conocida pol nome de Alvahet.
De magnitú aparente +3,51, alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.
Iota Cephei ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III.
Tien una temperatura superficial de 4795 ± 28 K y relluma con una lluminosidá 57 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida indirecta del so diámetru angular —2,84 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, resultando ser ésti 11 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una masa de 1,35 mases solares y una edá envalorada de 3830 millones d'años.
Iota Cephei amuesa una metalicidá inferior a la del Sol nun 30% ([Fe/H] = -0,16).
Les bayures relatives de níquel, itriu, lantanu y ceriu siguen la mesma pauta pero otru grupu d'elementos —como siliciu, bariu, praseodimiu, neodimiu y europiu— presenten niveles comparables a los del Sol.
Iota Cephei pue tar físicamente acomuñada a HD 215588, estrella de tipu F5 de 1,2 mases solares, cola que formaría una binaria amplia.
La separación proyeutada ente dambes estrelles ye de casi 5 pársecs.
Iota Ceti
Iota Ceti (ι CET / ι Ceti) ye una estrella de la constelación de Cetus. Tien el nome tradicional de Deneb Kaitos Shemali.
Iota Ceti pertenez a la clase espectral K1.5III y tien una magnitú aparente de 3,56. Ta d'aprosimao 290 años lluz de la Tierra.
Iota Coronae Borealis
Iota Coronae Borealis (ι CrB / 14 Coronae Borealis / HD 143807) ye una estrella asitiada na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +4,98. Alcuéntrase a 351 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral A0p, Iota Coronae Borealis ye una estrella blanca de la secuencia principal con una temperatura efectivo de 11.000 K; la «"p"» denota que ye una estrella químicamente peculiar. 
Relluma con una lluminosidá 147 vegaes mayor que la lluminosidá solar, comparable a la de Alioth (ε Ursae Majoris), tamién estrella peculiar. El radiu d'Iota Coronae Borealis ye un 40% más grande qu'el del Sol. Ye una estrella binaria espectroscópica —la so duplicidá foi detectada por espectroscopia— con un periodu orbital de 35,47 díes.
Iota Coronae Borealis esibe un eleváu conteníu de mercuriu, siendo miembru del grupu de les estrelles de mercuriu-manganesu, tipificado por Alpheratz (α Andromedae) y χ Lupi. Estes estrelles, amás d'amosar elevaos conteníos de metales pesaos, caracterizar por rotar amodo; ello ye que la velocidá de rotación midida pa Iota Coronae Borealis ye de namái 1 km/s, valor escepcionalmente baxu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Iota Delphini
Iota Delphini (ι Del / 5 Delphini / HD 196544 / HR 7883) ye una estrella na constelación del Delfín de magnitú aparente +5,42.
Iota Delphini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V con una temperatura efectivo de 9164 K. 
Dalgunes de les estrelles más brilloses nel cielu nocherniegu son estrelles blanques de la secuencia principal, siendo Siriu (α Canis Majoris) la más conocida; na constelación del Delfín, ζ Delphini ye otru exemplu notable.
Iota Delphini tien una lluminosidá 17 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una mayor metalicidá que'l Sol, aprosimao un 50% más elevada.
Sicasí, unos pocos elementos —ente ellos el calciu— son menos abondosos que nel Sol y foi catalogada como estrella Am.
La so velocidá de rotación ye de siquier 41 km/s —20 vegaes más rápida que la del Sol—, magar esti valor ye namái la llende inferior, una y bones la cifra real depende del enclín del so exa de rotación al respective de la Tierra.
Tien una masa de 2,08 mases solares y consumió namá'l 38% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Iota Delphini ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 11,039 díes, siendo la órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,23).
Iota Fornacis
Iota Fornacis (ι For) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Fornax:
Iota Geminorum
Iota Geminorum (ι Gem / 60 Geminorum / HD 58207) ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +3,80. Dacuando llamada Propus —nome más utilizáu pa designar a η Geminorum—, ye tamién conocida dacuando pol nome chinu Ying Yang. Alcuéntrase a 126 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Iota Geminorum ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9IIIb que la so temperatura superficial ye de 4777 K. Con una lluminosidá 52 vegaes mayor que la del Sol y un radiu equivalente a 11 radios solares, tien una masa en redol al doble de la masa solar. Fai 1400 millones d'años nació como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2, y anguaño ye una xigante en que'l so nucleu'l heliu se funde en carbonu y oxíxenu. Dientro de 250 millones d'años va aumentar en tamañu de forma notable, algamando una lluminosidá próxima a los 1000 soles.
Como otres xigantes, Iota Geminorum rota amodo —la so velocidá de rotación, 1,5 km/s, ye daqué menor que la del Sol—, pero por cuenta de les sos grandes dimensiones completa un xiru en menos de 200 díes.
El so metalicidá ye inferior a la solar, con una bayura relativa de fierro equivalente al 74% de l'atopada nel Sol.
Iota Herculis
Iota Herculis (ι Her / 85 Herculis / HD 160762) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,79. Alcuéntrase a 495 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Iota Herculis ye una subxigante azul de tipu espectral B3IV y 17.800 K de temperatura. 2500 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu 5,3 más grande qu'el radiu solar. Tien una masa 6,5 mayor que la masa solar; les estrelles masives evolucionen rápido y, anque la so edá ye de namái 45 millones d'años, yá clausuró —o ta a puntu de faelo— la fusión del so hidróxenu internu. Dientro de les estrelles de tipu B, Iota Herculis rota amodo —la velocidá de rotación midida ye de 10 km/s—, lo que suxure que la so exa de rotación ta empobináu escontra la Tierra.
Coles mesmes, Iota Herculis ye una estrella B pulsante lenta (SPB), una clase de variables asemeyada a les variables Beta Cephei. Conozse un periodu principal, de 4,48 díes, en combinación con otros trés periodos, siendo les variaciones de rellumu demasiáu pequeñes pa ser percibíes pol güeyu humanu.
Iota Herculis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 113,804 díes, implicando una separación ente los dos componentes de 1 UA. Conozse la esistencia d'una segunda compañera, aprosimao a 30 UA de la binaria, que'l so periodu orbital ten de ser d'aprosimao 60 años. Visualmente a 2 minutos d'arcu, puede reparase una tenue estrella de magnitú +11,8; paez tamién amestada al sistema, tando dixebrada de les otres trés componentes siquier 18.000 UA, polo que puede emplegar un millón d'años en completar una vuelta alredor d'elles.
Iota Horologii
Iota Horologii (ι Hor / HD 17051) ye una estrella de magnitú aparente +5,40 na constelación de Horologium visualmente asitiada al suroeste de la variable R Horologii. Al tar nuna constelación menor del hemisferiu sur nun tien nome tradicional.
En 1999 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor d'Iota Horologii..
Iota Horologii alcuéntrase a 50,6 años lluz del Sistema Solar, siendo χ Eridani, a 7,3 años lluz, el sistema estelar conocíu más próximu a ella.
Ye una nana mariella de tipu espectral F9V o G0V similar al Sol tocantes a masa y radiu, anque'l so lluminosidá ye un 80% mayor que la solar. La so temperatura superficial, 6110 K, ye 330 K más alta que la del Sol.
La velocidá de rotación d'Iota Horologii ye igual o superior a 6,2 km/s, tres veces más elevada que la del Sol. Amuesa mayor actividá cromosférica que la nuesa estrella y tien una edá averada de 625 millones d'años, enforma menor que los 4600 millones d'años d'edá del Sol.
El so movimientu al traviés del espaciu concasa col del cúmulu de les Híades, d'onde paez que foi espulsada y del qu'anguaño ta dixebrada 130 años lluz; el so altu conteníu en heliu y metales, según la so edá, sofiten dicha rellación.
La estrella pertenez a la corriente de Híades.
Como la mayor parte de les estrelles con planetes, Iota Horologii presenta una elevada metalicidá, aprosimao un 50% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,19).
Otros elementos como níquel y siliciu son tamién sobreabundantes en rellación al Sol.
Col fin d'estudiar la composición d'hipotéticos planetes terrestres, evaluáronse les relaciones C/O y Mg/Si n'Iota Horologii.
La rellación C/O —igual a 0,66— implica que, como na Tierra, el siliciu sólido fundamentalmente atoparíase formando cuarzu y silicatos.
Sicasí, la rellación Mg/Si —que controla la composición exauta de los silicatos de magnesiu— ye 0,79, lo que trai que, d'esistir planetes terrestres, éstos puedan ser del tipu «Tierres riques en siliciu».
Per otra parte, el so conteníu de beriliu ye comparable al solar pero'l de litiu (log[Li] = 2,66), ye notablemente más altu que na nuesa estrella.
El planeta, denomináu Iota Horologii b, mover nuna órbita escéntrica a una distancia de 0,93 UA de la estrella, similar a la que dixebra la Tierra del Sol. Sicasí, el planeta ye bien distintu al nuesu, yá que con una masa siquier el doble de la de Xúpiter probablemente sía un xigante gaseosu. El so periodu orbital ye de 320 díes. La distancia a la que s'atopa de la so estrella dexa la esistencia de agua líquida; los posibles satélites d'esti mundu pueden ser mayores que los de Xúpiter y químicamente similares a los nuesos planetes terrestres.
En 2000 anuncióse la esistencia d'un discu de polvu alredor d'estrellar pero resultó ser un artificiu instrumental.
Iota Hydrae
Iota Hydrae (ι Hya / 35 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,91, ye la docena más brillosa de la so constelación.
Dacuando recibe'l nome de Ukdah Cuarta ente que en China yera conocida como Ping Sing, «estrella sele». 
Alcuéntrase a 263 años lluz del Sistema Solar.
Iota Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K2.5III, asemeyáu a munches otres estrelles brilloses del cielu nocherniegu —ente otres Alfard (α Hydrae), λ, μ y ν Hydrae, nesta mesma constelación.
La so temperatura efectivo ye de 4270 ± 18 K y ye 339 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un diámetru 33 vegaes más grande qu'el diámetru solar, entemediu ente'l d'Arturu (α Bootis) y el de Aldebarán (α Tauri), y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,4 km/s.
Iota Hydrae presenta un conteníu metálico daqué inferior a la solar, tando'l so índiz de metalicidá [Fe/H] entendíu ente -0,08 y -0,14.
Per otra parte, tamién foi clasificada como estrella de bariu —nel Bright Star Catalogue apaez catalogada como K2.5III-IIIbBa0.3—, polo que se suxurió que puede formar un sistema binariu con una nana blanca invisible.
Igualmente piénsase que pue ser una estrella variable con una fluctuación de rellumu de 0,04 magnitúes.
Dicha variabilidá nun foi confirmada, recibiendo Iota Hydrae la denominación provisional, tocantes a variable, de NSV 4528.
Iota Leonis
Iota Leonis (ι Lleo / 78 Leonis / HD 99028 / HR 4399) ye un sistema estelar de magnitú aparente +3,94 na constelación de Lleo. Alcuéntrase a 79 años lluz del Sistema Solar.
Iota Leonis ye una binaria espectroscópica que la so componente principal ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV y magnitú 4,03.
Tien una temperatura efectivo de 6637 K y una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
Más evolucionada que la nuesa estrella, ta empezando a espandise, siendo'l so radiu un 50% más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 16 km/s y tien una edá averada de 1400 millones d'años.
Paez ser una estrella variable —posiblemente del tipu Delta Scuti— que'l so rellumu fluctúa 0,04 magnitúes.
La componente secundaria pue ser una nana mariella de tipu G3V y magnitú 6,70. El periodu orbital del sistema ye de 192 años, anque esisten nicios d'un posible subsistema con un periodu de 16 años.
La masa total de dambes estrelles ye unes tres veces mayor que la masa solar y la so lluminosidá conxunta ye 13 vegaes superior a la del Sol.
Iota Leonis forma parte de les estrelles de corriente de la Asociación estelar del sietestrellu.
Iota Leporis
Iota Leporis (ι Lep / 3 Leporis / HD 33802) ye un sistema estelar na constelación de Lepus, la llebre. Alcuéntrase asitiáu a 241 años lluz del Sistema Solar.
Visualmente, Iota Leporis apaez como una estrella doble que la so componente principal, Iota Leporis A, tien magnitú aparente +4,46 y tipu espectral B8V. Estrella caliente de 12.900 K de temperatura, relluma con una lluminosidá 160 vegaes superior a la del Sol. A partir d'estos datos puede deducise'l so radiu —2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar— y la so masa —de 3,5 mases solares—, indicando que se trata d'una estrella bien nueva d'unos 250 millones d'años d'edá. Como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, rota con una velocidá igual o superior a 190 km/s, completando un xiru en menos de 16 hores.
Iota Leporis B —visualmente a 17,6 segundos d'arcu de la estrella principal, lo que correspnde a una separación real de siquier 890 UA—, ye una nana mariella de tipu G5Ve con una temperatura superficial de 5240 K. De magnitú aparente +10,8, tien un 40% de la lluminosidá solar. Esiste una tercera componente que completa'l sistema, denominada Iota Leporis Aa, asitiada a namái 0,4 segundos d'arcu d'Iota Leporis A. Nada se sabe d'esta estrella acompañante, sacantes puede orbitar a 30 ~ UA de la estrella principal.
Iota Librae
Iota Librae (ι Lib) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Llibra:
Iota Lupi
Iota Lupi (ι Lup) ye una estrella na constelación del Llobu.
Con magnitú aparente +3,54, ye l'octavu astru más brillosu na constelación.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 338 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus, que tamién inclúi a α Lupi, β Lupi y γ Lupi, les estrelles más brilloses del Llobu.
Iota Lupi ye una subxigante de tipu espectral B2.5IV, una estrella que remató la fusión del so hidróxenu internu.
Tien una temperatura efectivo de 19.525 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 2082 vegaes la lluminosidá solar.
Acordies col so diámetru angular —0,69 milisegundos d'arcu—, tien un radiu de 7,7 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una alta velocidá de rotación proyeutada de 235 km/s.
La rápida rotación fai que la forma de la estrella nun sía esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau de «achatamiento» envalórase en 0,17.
Con una masa de 6,9 ± 0,1 mases solares, Iota Lupi ta claramente per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
Iota Normae
Iota Normae (ι Nor) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Norma:
Iota Pavonis
Iota Pavonis (ι Pav / HD 165499 / HR 6761) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +5,48. Alcuéntrase a 58 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Iota Pavonis ye una análoga solar, esto ye, una estrella que les sos carauterístiques físiques tales como temperatura, metalicidá o presencia de compañeres estelares cercanes son similares a les del Sol. De tipu espectral G0V, ye una nana mariella que la so temperatura efectivo ye de 5950 K. Aprosimao 170 K más caliente que'l Sol, nun ye tan asemeyáu a ésti pa ser considerada una ximielga solar, siendo más asemeyada a χ Orionis o β Comae Berenices.
Iota Pavonis tien una metalicidá bien cercana a la esistente nel Sol, y paez ser cromosféricamente inactiva. Puede tener una edá en redol a los 6.270 - 7.000 millones d'años, topándose entendida ésta dientro del ampliu marxe que va dende los 2.650 a los 10.800 millones d'años.
Iota Pegasi
Iota Pegasi (ι Peg / 24 Pegasi) ye un sistema estelar na constelación de Pegasu asitiáu a 38,3 años lluz del Sistema Solar.
De magnitú aparente +3,77, ocupa'l novenu llugar por rellumu na so constelación.
La componente principal del sistema, Iota Pegasi A, ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Con una temperatura superficial de 6426 K,relluma con una lluminosidá 3,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar, siendo'l so diámetru ente un 40% y un 50% más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,5 km/s, implicando que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 9,6 díes.
Tien una masa de 1,32 mases solares.
A una distancia de 0,119 UA de la componente A —un 30% de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol— orbita Iota Pegasi B, una nana mariella que, d'alcuerdu a la so espectru, tien tipu G8V.
Emplega namái 10 díes, 5 hores y 3 minutos en completar una vuelta alredor de la so compañera a lo llargo d'una órbita prácticamente circular (ε ≈ 0).
El sistema tien una metalicidá inferior a la solar, siendo la so bayura relativa de fierro ente'l 65% y el 89% de la esistente na nuesa estrella.
Iota Persei
Iota Persei (ι Per / HD 19373 / HR 937 / GJ 124) ye una estrella na constelación de Perséu que s'atopa a 34,4 años lluz del Sistema Solar. La so magnitú aparente ye +4,05.
Iota Persei ye una nana mariella de tipu espectral G0V con una temperatura efectivo de 5945 K, llixeramente cimeru a la del nuesu Sol.
Con una masa un 16% mayor que la del Sol, el so diámetru ye un 51% más grande qu'el diámetru solar.
Tien una lluminosidá 2,2 vegaes más alta que la lluminosidá solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 3,15 km/s y nun amuesa actividá cromosférica.
Tien una edá envalorada de 3800 ± 900 millones d'años, daqué inferior a los 4600 millones d'años d'edá del Sol.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye cimeru a la solar nun 30-40%.
Distintos elementos evaluaos amuesen niveles daqué mayores que nel Sol; namá'l zirconiu presenta una bayura relativa prácticamente igual que na nuesa estrella.
Con gran cantidá de heliu nel so nucleu, piénsase que ta próxima la so evolución escontra una estrella subxigante.
Iota Persei topar ente los oxetivos prioritarios del Proyectu Darwin y del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida. Anque se realizó una busca refecha de planetes en redol a Iota Persei, hasta'l momentu les resultancies fueron negativos.
Iota Piscium
Iota Piscium (ι Psc / 17 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,13.
Nun tien nome propiu habitual, pero na astronomía china, xuntu a Fum al Samakah (β Piscium), γ Piscium, θ Piscium y ω Piscium, formaba Peih Leih, «el rescamplu».
Alcuéntrase a 45 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Iota Piscium ye una nana mariella de tipu espectral F7V, hasta ciertu puntu similar al nuesu Sol, magar la so lluminosidá y tamañu son daqué mayores.
Con una temperatura superficial de 6300 K, la so lluminosidá ye 3,3 vegaes superior a la del Sol. El so radiu ye un 50% más grande qu'el radiu solar y la so masa envalórase un 25% mayor que la del Sol.
Cuidao que cuanto mayor ye la masa d'una estrella más curtia ye la so permanencia na secuencia principal, con una edá actual de 3700 millones d'años, Iota Piscium va abandonar la secuencia principal nunos 600 millones d'años pa tresformase nuna subxigante.
Iota Piscium presenta dos carauterístiques distintives respectu al Sol. De primeres, el so periodu de rotación de 13 díes ye la metá del que tien el Sol. Per otra parte, el so metalicidá —datu que se rellaciona cola esistencia de sistemes planetarios— ye tan solo el 70% de la solar.
Sicasí, Iota Piscium ye unu de los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Iota Sagittarii
Iota Sagittarii (ι Sgr) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +4,13.
Fai 1,3 millones d'años tuvo llugar el so máximu acercamientu a la Tierra, llegando a tar a 75 años lluz; entós el so rellumu algamó magnitú +2,21.
Iota Sagittarii ye una xigante o xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K0II-III con una temperatura efectivo de 4567 K.
Les xigantes naranxes son frecuentes nel cielu nocherniegu; Kaus Medius (δ Sagittarii), Kaus Borealis (λ Sagittarii), Nash (γ Sagittarii) y τ Sagittarii son dellos exemplos na mesma constelación de Saxitariu.
Iota Sagittarii tien una lluminosidá 90 vegaes superior a la del Sol. En banda J —nel infrarroxu cercanu— la so lluminosidá ye 140 vegaes mayor que la solar.
La midida del diámetru angular d'Iota Sagittarii en distintes bandes, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 2,32 ± 0,02 milisegundos d'arcu.
Esti valor, al pie de la distancia a la que s'atopa, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 14 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Per otra parte, evidencia una metalicidá inferior a la del Sol nun 40% ([Fe/H] = -0,23).
Iota Sagittarii puede constituyir un sistema binariu.
De la posible compañera estelar nada se sabe.
Iota Scorpii
Iota Scorpii (ι Sco) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Scorpius:
Iota Trianguli Australis
Iota Trianguli Australis (ι TrA / HD 147787 / HR 6109) ye un sistema estelar na constelación del Triángulu Austral de magnitú aparente +5,27. Alcuéntrase a 132 años lluz del Sistema Solar.
Iota Trianguli Australis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 39,888 díes, siendo la órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,28). 
La componente principal ye una subxigante de tipu espectral F4IV con una temperatura efectivo de 6992 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación non inferior a 12,9 km/s y la rotación de les dos estrelles entá nun ta sincronizada —vease rotación síncrona—.
De la estrella secundaria nada se conoz.
Per otra parte, piénsase qu'esta binaria ye una variable Gamma Doradus —como γ Doradus, prototipu de la clase, o V398 Aurigae— con un periodu de 1,45557 díes.
Una tercer estrella completa'l sistema estelar. Tien magnitú +9,7 y visualmente alcuéntrase a 18,4 segundos d'arcu, lo qu'equival a una separación proyeutada d'aprosimao 745 UA.
La metalicidá del sistema ye inferior a la solar —aprosimao'l 60% de la mesma— y la so edá envalórase en 1700 millones d'años.
Iota1 Librae
Iota1 Librae (ι Lib / 24 Librae / HD 134759) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,54 asitiáu la constelación de Llibra. Alcuéntrase a una distancia de 376 años lluz del Sistema Solar.
Enantes clasificada como estrella A peculiar con un altu conteníu en siliciu, Iota1 Librae ta güei catalogada como una binaria espectroscópica de clase B9Vp. Los dos componentes, denominaes Iota1 Librae Aa y Iota1 Librae Ab, son estrelles blancu-azulaes de la secuencia principal de tipu B9 con una temperatura envalorada de 11.000 K, que les sos lluminosidáes son 149 y 94 vegaes mayores que la del Sol. Les sos mases respectives son 3,1 y 2,9 vegaes mayores que la masa solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 23,469 años, siendo la separación media 14,9 UA, la metá de la distancia ente Saturnu y el Sol.
La órbita ye moderadamente escéntrica, lo que fai que la separación ente elles varie ente 11,3 y 18,6 UA; el próximu periastru va tener llugar en 2018.
A pocu menos d'un minutu d'arcu alcuéntrase otra binaria, que les sos componentes reciben los nomes de Iota1 Librae B (de magnitú 10) y Iota1 Librae C (de magnitú 11).
Son dos nanes marielles de tipu G4 y G8. Tán dixebraes ente sí 230 UA y el so periodu orbital ten de ser de siquier 2700 años. Compañeres reales de la binaria Aa/Ab, el par d'estrelles marielles ta separáu del par d'estrelles blancu-azulaes siquier 6600 UA.
Iota1 Normae
Iota1 Normae (ι Nor / HD 143474) ye una estrella múltiple asitiada na constelación de Norma.
Con magnitú aparente +4,63, ye la tercer estrella más brillosa de la constelación, dempués de γ Normae y ε Normae.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 128 años lluz del Sistema Solar.
La estrella primaria del sistema, CD-57 6235 A, tien magnitú aparente +5,20.
Ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV, catalogada tamién como A5V.
Tien una temperatura superficial de 7620 K y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 175 km/s.
La so masa ye casi'l doble de la del Sol (1,94 mases solares).
La componente secundaria, CD-57 6235 B, tien magnitú 5,76.
Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A6V.
Tien una masa un 65% mayor que la masa solar y completa una órbita en redol a la primaria cada 26,9 años. La órbita ye bien escéntrica (y = 0,52).
Una tercer estrella, CPD-57 7500 C, completa'l sistema. De magnitú +8,02, emplega más de 4750 años en completar una órbita alredor del par interior.
Ye una nana mariella de tipu G8V —asemeyáu a 61 Ursae Majoris— con una masa inferior a la del Sol nun 12%.
El sistema presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar ([Fe/H] = +0,01).
Asina, destaquen los elevaos conteníos de neodimiu y cobaltu, esti metal seis vegaes más abondosu que nel Sol.
Nel otru estremu, los conteníos de vanadiu y estronciu son bien baxos, siendo la bayura relativa d'esti postreru namái un 8% de la del Sol.
Iota1 Scorpii
Iota1 Scorpii (ι Sco / HD 161471 / HR 6615) ye una estrella de magnitú aparente +3,02 na constelación del Escorpión. Comparte la denominación de Bayer "Iota" con ι Scorpii, pero paez que dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes. Iota1 Scorpii alcuéntrase aprosimao a 1790 años lluz del Sistema Solar ente qu'Iota2 Scorpii topar al doble de distancia.
Iota1 Scorpii ye una superxigante mariella de tipu espectral F2Iae con una temperatura superficial de 6700 K. La so lluminosidá ye 29.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar, emitiendo la mayor parte de la so radiación como lluz visible.
Les superxigantes d'esti tipu son bien escases, yá que s'atopen —con un nucleu inerte de heliu— nuna etapa de transición escontra la fase de superxigante colorada.
Con un diámetru 125 vegaes mayor qu'el del Sol —equivalente al 60% del tamañu de la órbita terrestre—, Iota1 Scorpii xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 36 km/s, polo que completa una vuelta n'aprosimao mediu añu.
Iota1 Scorpii pierde masa estelar a un ritmu más d'un millón de vegaes superior al del Sol. Puede tener una masa averada de 12 mases solares, magar ésta pudiera xubir a 20 mases solares.
Ye una candidata p'acabar esplotando como una brillosa supernova.
Iota2 Fornacis
Iota2 Fornacis (ι For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +5,85.
Comparte la denominación «Iota» con Iota1 Fornacis pero nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
Ente que Iota2 Fornacis ta a 111 años lluz del Sistema Solar, Iota1 Fornacis ta unes seis veces más alloñada.
Iota2 Fornacis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V, polo que al igual qu'el Sol, funde hidróxenu nel so nucleu.
Bien paecida a ψ Capricorni, δ Equulei o ε Arae A, la so temperatura efectivo ye de 6294 ± 74 K.
Ye un 32% más masiva qu'el Sol y la so edá envalorada ye de 2700 - 3700 millones d'años.
Tocantes a el so tamañu, según un estudiu tien un diámetru un 85% más grande qu'el diámetru solar, pero otru asígna-y un diámetru un 40% mayor qu'el del Sol.
Iota2 Fornacis tien un delidiáu metálicu notablemente inferior a la solar ([M/H] = -0,41).
La so bayura relativa de fierro ye, sicasí, menos distinta de la del Sol ([Fe/H] = -0,18) y ye, como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, una estrella del discu finu.
Iota2 Normae
Iota2 Normae (ι Nor / HD 144480) ye una estrella asitiada na constelación de Norma.
Comparte la denominación de Bayer «Iota» con Iota1 Normae, nun esistiendo rellación física ente dambes estrelles.
De magnitú aparente +5,57, Iota2 Normae alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 280 años lluz del Sistema Solar.
Iota2 Normae ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B9.5V.
De similares carauterístiques a les de θ Hydrae o a les de la primaria de δ Cygni, tien una temperatura superficial de 10.185 K.
La so lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— ye 49 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 2,3 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 86 km/s.
Iota2 Normae tien una masa de 2,52 mases solares y nun algamó nin la metá de la so vida como estrella de la secuencia principal. Nun ye una estrella variable y de fechu ye una de les estrelles menos variables —más estables— ente les reparaes pol satélite Hipparcos.
Iota2 Scorpii
Iota2 Scorpii (ι Sco / HD 161912 / HR 6631) ye una estrella de magnitú aparente +4,78 na constelación del Escorpión. Comparte la denominación de Bayer "Iota" con ι Scorpii, pero piénsase que dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes. Iota2 Scorpii alcuéntrase aprosimao a 3700 años lluz del Sistema Solar.
Iota2 Scorpii ye una superxigante blanca de tipu espectral A2Ib con una temperatura superficial de 8800 K. Descomanadamente lluminosa, 21.000 vegaes más qu'el Sol, la so lluminosidá, sicasí, queda llueñe de la de Deneb (α Cygni), tamién superxigante de tipu A.
El radiu d'Iota2 Scorpii ye 60 vegaes mayor qu'el radiu solar y rota con una velocidá de 39 km/s —siendo esta una velocidá mínima, el valor real depende del enclín de la so exa al respective de nós—, lo que da como resultáu un periodu de rotación de más de 80 díes.
Iota2 Scorpii pierde masa estelar a un ritmu añal de 2 milmillonésimes de la masa solar, una cifra non bien alta en rellación a la reparada n'otres superxigantes. Con una masa averada de 12 mases solares —o quiciabes daqué inferior—, el destín final d'Iota2 Scorpii ye inciertu. Puede acabar esplotando como una supernova, o puede tresformase nuna rara nana blanca masiva compuesta por neón, oxíxenu y magnesiu.
Ípsilon Aquarii
Ípsilon Aquarii o Úpsilon Aquarii (υ Aqr / 59 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu.
La so magnitú aparente ye +5,20 y alcuéntrase a 74 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la Asociación estelar de Hércules-Lyra —definida per vegada primera en 2004—, a la que tamién paecen pertenecer α Circini y MN Ursae Majoris.
Ípsilon Aquarii ye una nana mariella de tipu espectral F7V que la so temperatura superficial ye de 6551 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 35,7 ± 1,8 km/s, completando una vuelta en menos de 2,18 díes.
El so metalicidá pue ser comparable a la solar ([Fe/H] = +0,06), anque otra fonte establez un conteníu metálico un 73% mayor qu'el del Sol ([Fe/H] = +0,24).
Tien una masa de 1,34 mases solares y la so antigüedá nun ye bien conocida; diversos estudios cifren la so edá ente 150 y 1600 millones d'años.
Ípsilon Aquarii paez tener una compañera estelar que la so separación visual con ella ye de 6,1 segundos d'arcu. Descubierta en 2005, la separación y posición realtiva de les dos estrelles permaneció inalterada mientres más d'un añu, lo qu'indica a rellación física ente dambes. El rellumu de l'acompañante ye unes 125 vegaes menor qu'el de Ípsilon Aquarii.
Ípsilon Aurigae
Ípsilon Aurigae o Upsilon Aurigae (υ Aur / 31 Aurigae / HD 38944 / HR 2011) ye una estrella de magnitú aparente +4,74 asitiada na constelación d'Auriga. Alcuéntrase a 475 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ípsilon Aurigae ye una xigante colorada de tipu espectral M0III. La so temperatura superficial ye de 3800 K y ye 990 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu ye 73 vegaes mayor qu'el radiu solar, prácticamente la distancia ente'l Sol y el planeta Mercuriu. Ye posible que sía una estrella variable con una pequeña variación nel so rellumu de 0,1 magnitúes.
Ípsilon Aurigae tien una edá d'unos 760 millones d'años, cuando empezó la so vida como una estrella blanca de tipu B9. Mientres 585 millones d'años el hidróxenu del so nucleu internu foise tresformando —por aciu fusión nuclear— en heliu; una vegada consumíu l'hidróxenu, la estrella empezó a espandise y esfrecese. N'algamando clase G, la estrella amontó'l so rellumu nun factor de 7, pa depués empezar la fusión del heliu internu en carbonu y oxíxenu. Escosáu l'heliu, la estrella ta agora aumentando'l so rellumu de nuevu con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu. Nun futuru va tornase inestable y va empezar a púlsar como una variable Mira, para, n'última instancia, espulsar les sos capes esteriores y convertise nuna nana blanca.
Ípsilon Capricorni
Ípsilon Capricorni (υ Cap / 15 Capricorni) ye una estrella na constelación de Capricorniu.
Tien magnitú aparente +5,17 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (5,62 ± 0,29 milisegundos d'arcu), a 580 años lluz del Sistema Solar.
Nun tien nome propiu habitual pero en China señalaba Apondero Sieu, un asterismo en forma d'encaxe.
Ípsilon Capricorni ye una fría xigante colorada de tipu espectral M2III —tamién clasificada como M1III— que la so temperatura efectivo ye de 3629 ± 7 K.
Les xigantes coloraes de tipu M son muncho menos abondosos nel cielu nocherniegu que les de tipu K, siendo Gacrux (γ Crucis), Hydor (λ Aquarii) y ψ Virginis exemplos notables.
A partir de la magnitú absoluta de Ípsilon Capricorni, una vegada practicada la corrección bolométrica, puede envalorase la so lluminosidá, siendo ésta unes 855 vegaes superior a la del Sol.
Presenta un conteníu metálico daqué per debaxo de la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a -0,08.
Tocantes a el so tamañu, les midíes del so diámetru angular realizaes mientres ocultación llunares, dependen en cierta midida de la llargor d'onda utilizada.
Asina, a un llargor d'onda de 0,55 μm, el so diámetru angular ye de 4,10 ± 0,70 milisegundos d'arcu, ente que a un llargor d'onda mayor (0,70 μm), el so valor ye de 4,50 ± 0,50 milisegundos d'arcu.
Dambes midíes tienen en cuenta'l escurecimientu de llimbu
Estos valores dexen acutar el so radiu ente 79 y 86 radios solares, lo qu'equival aprosimao a 0,38 UA.
Ípsilon Capricorni puede ser una estrella variable —recibe'l nome provisional de variable NSV 25208—, magar dicha variabilidá ta pindia de confirmar.
Ípsilon Carinae
Ípsilon Carinae o Upsilon Carinae (υ Carinae / υ Car) ye una estrella de la constelación de Carina de magnitú aparente +2,92. Forma'l asterismo de la Cruz del Diamante xuntu a Miaplacidus (β Carinae), θ Carinae y ω Carinae. Ostenta l'escuru nome de Vathorz Prior, d'orixe nórdicu antiguu-llatinu, que'l so significáu ye «la que preciede na llinia de flotación», probablemente en referencia a la llinia de flotación del Argo Navis.
Ípsilon Carinae ye una estrella binaria asitiada, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a unos 1440 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La componente principal, Ípsilon Carinae A (HD 85123 / HR 3890), ye una superxigante blanca de de magnitú aparente +3,01 y tipu espectral A8Ib.
Tien una temperatura efectivo de 7.600 ± 350 K.
Muncho más grande que'l Sol, el so diámetru ye aprosimao 84 vegaes más grande qu'el diámetru solar. La so velocidá de rotación proyeutada —siendo ésti un valor mínimu que depende del enclín del so exa de rotación— ye de 12 km/s.
La componente secundaria, Ípsilon Carinae B (HD 85124 / HR 3891), ye una xigante blancu-azulada de magnitú aparente +6,26 y tipu espectral B7III.
La so temperatura efectivo ye de 23.000 ± 1.600 K.
La lluminosidá conxunta del sistema ye 15.100 vegaes mayor que la del Sol.
La separación visual ente dambes estrelles ye de 5,03 segundos d'arcu.
El periodu orbital del sistema ye de siquier 19.500 años y la distancia actual ente los dos componentes d'aprosimao 2.000 UA.
La so edá envalórase en 12 millones d'años.
Ípsilon Ceti
Ípsilon Ceti o Upsilon Ceti (υ Cet / 59 Ceti) ye una estrella de magnitú aparente +4,01 asitiada na constelación de Cetus.
Ente les estrelles que tienen asignada lletra griega de Bayer, Ípsilon Ceti ye la que se topa más al sur, siendo'l so declinación menor (-21º).
Ente los antiguos árabes, esta estrella —al pie de Deneb Algenubi (η Ceti), θ Ceti, τ Ceti y Baten Kaitos (ζ Ceti)— formaba Al Naʽāmāt (ألنعامة), «les avestruces fema».
Ípsilon Ceti foi clasificada primeramente como xigante colorada de tipu espectral M0III pero güei ye considerada una xigante de tipu K7III.
Tien una temperatura efectivo entendida ente 3900 y 4200 K, cifra que condiciona'l valor de la so lluminosidá por cuenta de la contribución de la radiación infrarroxo al total de la enerxía emitida.
Considerando una temperatura de 3900 K, la so lluminosidá sería 525 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu 50 vegaes más grande qu'el del Sol.
Esti tamañu concuerda col llográu a partir de la midida del so diámetru angular, 5,03 ± 0,50 milisegundos d'arcu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 7,5 km/s, lo qu'implica qu'el so periodu de rotación pue ser d'hasta 333 díes.
Tanto la masa como la etapa evolutiva na que s'atopa Ípsilon Ceti son difíciles de precisar.
La so masa más probable ye de 1,7 mases solares, cifra suxeta a un eleváu grau d'erru.
Tocantes a la etapa evolutiva na que se topa, Ípsilon Ceti posiblemente tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte de heliu, anque tamién puede empezar la fusión del so heliu en carbonu o tener un nucleu inerte d'esti últimu elementu.
Nel primer casu, la so edá ye de 1900 millones d'años y concluyiría la fusión del so hidróxenu internu fai 100 millones d'años.
Ípsilon Ceti alcuéntrase a 293 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ípsilon Geminorum
Ípsilon Geminorum (υ Gem / 69 Geminorum) ye una estrella na constelación de Xéminis.
Tien magnitú aparente +4,03 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 271 ± 15 años lluz del Sistema Solar.
Forma parte del denomináu «Grupu de Wolf 630» —qu'inclúi, ente otros, a R Leonis, R Sculptoris y R Coronae Borealis—, conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu.
Ípsilon Geminorum ye una fría xigante colorada de tipu espectral M0III que la so temperatura efectivo ye de 3926 ± 16 K.
417 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el valor del so diámetru angular una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu —5,00 ± 0,05 milisegundos d'arcu—, dexa evaluar el so verdaderu diámetru.
Ésti ye 44 vegaes más grande qu'el diámetru solar, equivalente a 0,21 UA.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,19 km/s, lo que trai qu'el so periodu de rotación pue ser d'hasta 435 díes, siendo este un valor máximu.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] igual a +0,12.
Ípsilon Geminorum puede tener el doble de masa qu'el Sol. Esti valor ye namái averáu, yá que, nesta rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell, estrelles con distintes mases tienen carauterístiques asemeyaes.
Igualmente ye inciertu'l so estáu evolutivu, anque lo más probable ye que tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu.
Piénsase que Ípsilon Geminorum ye una estrella binaria anque nada se conoz sobre la naturaleza del so posible acompañante.
Coles mesmes, pue ser una estrella variable —recibe'l nome de NSV 3652 como posible variable—, magar dicha variabilidá nun foi confirmada.
Ípsilon Hydrae
Ípsilon Hydrae o Upsilon Hydrae (υ Hya) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Hidra:
Ípsilon Leonis
Ípsilon Leonis (υ Lleo/ 91 Leonis) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +4,31, lo que la asitia decimoquinta en rellumu dientro de la so constelación.
Alcuéntrase a 181 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ípsilon Leonis ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo ente 4835 y 4877 K.
Ye 56 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,2 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,2 mases solares y una edá de 930 millones d'años.
El conteníu metálico de Ípsilon Leonis ye inferior a la solar nun 35% ([Fe/H] = -0,19).
Otros elementos evaluaos son relativamente menos abondosos qu'el fierro, como ye'l casu de gadolinio y hafnio. El nivel d'esti últimu metal pesao de númberu atómicu 72 apenes supera una décima parte del nivel solar.
Ente los menos deficitarios, namá'l ceriu algama un nivel igual al del Sol.
Ípsilon Librae
Ípsilon Librae o Upsilon Librae (υ Lib / 39 Librae) ye una estrella na constelación de Llibra.
Con magnitú aparente +3,61, ye'l cuartu astru más brillosu na constelación, dempués de Zubeneschamali (β Librae), Zubenelgenubi (α Librae) y Brachium (σ Librae).
La palabra "Derakrab" ye una contracción del títulu árabe "Al-Dhira al-Akrab" (الذراع العقرب), «el brazu del Escorpión», ente que la palabra llatina "Borealis" especifica «la del norte».
Ípsilon Librae ye una xigante naranxa tipu espectral K5III con una temperatura efectivo de 4150 K.
Les xigantes naranxes son frecuentes nel cielu nocherniegu, siendo Aldebarán (α Tauri) y Arturu (α Bootis) dos de les más conocíes.
Ípsilon Librae, 319 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una lluminosidá entemedia ente dambes.
La midida del diámetru angular de Ípsilon Librae, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 4,27 ± 0,05 milisegundos d'arcu.
Esti valor, al pie de la distancia a la que s'atopa, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 31 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Per otra parte, evidencia una metalicidá inferior a la del Sol en casi un 20% ([Fe/H] = -0,09).
Ípsilon Librae constitúi un sistema binariu con una compañera visualmente separada d'ella 3,3 segundos d'arcu.
Esta acompañante relluma con magnitú +10,8.
Ípsilon Ophiuchi
Ípsilon Ophiuchi o Upsilon Ophiuchi (υ Oph / 3 Ophiuchi / HD 148367 / HR 6129) ye una estrella na constelación de Ophiuchus (el portador de la culiebra) de magnitú aparente +4,63. Alcuéntrase a 122 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ípsilon Ophiuchi ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3m con una temperatura superficial de 7961 K.
La "m" indica que ye una estrella con llinies metáliques (o estrella Am) con un espectru que presenta línea d'absorción fuertes y de cutiu variables de dalgunos metales, y defectos d'otros. Ello debe a que dalgunos elementos qu'absuerben meyor la lluz son emburriaos escontra la superficie, ente qu'otros fúndense por cuenta de la fuerza de la gravedá. Esti efectu tien llugar namái si la velocidá de rotación ye baxa, como nel casu de Ípsilon Ophiuchi, que la so velocidá proyeutada ye de 18 km/s.
El so radiu ye 2,1 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Ípsilon Ophiuchi ye una estrella binaria espectroscópica; el periodu orbital ye de 27,218 díes y la órbita ye altamente escéntrica (ε = 0,74).
Ípsilon Pegasi
Ípsilon Pegasi (υ Pegasi / υ Peg / 68 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,40.
Nun tien nome propiu pero, xuntu a τ Pegasi, yera conocida pol astrónomu persa Al Sufi como Naʽamah Al-Saʽd; estos dos estrelles tamién recibieron el nome de Al Karab, «la cuerda de cubu».
Ípsilon Pegasi ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F8IV, enantes clasificada como xigante de tipu F8III.
Les subxigantes son estrelles evolucionaes que terminaron la fusión del so hidróxenu internu y empiecen a espandise, empecipiando'l so tresformamientu en xigantes coloraes.
Asina, el radiu de Ípsilon Pegasi ye 5 vegaes más grande qu'el del Sol
y rota a gran velocidá —la so velocidá de rotación proyeutada ye de 73,4 km/s—, completando una vuelta en menos de 2,15 díes.
Ípsilon Pegasi tien una temperatura superficial nel rangu de 5794 - 5874 K y relluma con una lluminosidá 26 vegaes mayor que la lluminosidá solar; coles mesmes, ye una fonte de radiación infrarroxo.
Alcuéntrase a 173 años lluz del Sistema Solar.
Ípsilon Sagittarii
Ípsilon Sagittarii o Upsilon Sagittarii (υ Sagittarii / υ Sgr / 46 Sagittarii) ye un sistema estelar na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +4,58.
Alcuéntrase a 1800 ± 225 años lluz del Sistema Solar.
Ípsilon Sagittarii ye una estrella binaria que foi clasificada como B2V+A2I, F2+B8 o B0I.
Güei, créese que lo que se repara ye la componente visible del sistema, una superxigante de tipu espectral A; amás, la clase espectral paez variar a lo llargo del tiempu.
Con una temperatura efectivo de 12.600 K, les carauterístiques físiques d'esta estrella nun son bien conocíes.
Puede tener una lluminosidá ente 7.200 y 18.000 soles y un radiu ente 18 y 28 radios solares.
Tocantes a la so masa, ésta envalórase ente 8 y 10 vegaes la del Sol.
Completaría'l sistema una compañera invisible —reparada nel ultravioleta— que'l so rellumu ye unes 100 vegaes inferior al de la superxigante.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 137,9 díes y la separación media ente los dos componentes ye de 1,25 UA.
Ye una binaria eclipsante que'l so rellumu varia 0,08 magnitúes.
D'especial interés ye la so peculiar composición química.
Ye una estrella bien deficiente en hidróxenu y, en contrapartida, bien rica en heliu según en carbonu y nitróxenu.
Piénsase que dicha composición ye la resultancia de que la superxigante perdió una parte importante de les sos capes esternes y de que ta fuertemente aburuyada pola atracción gravitatoria de la masiva compañera invisible.
Ípsilon Ursae Majoris
Ípsilon Ursae Majoris (υ UMa / 29 Ursae Majoris / HD 84999) ye una estrella de magnitú aparente +3,80 asitiada na constelación del sietestrellu.
En China yera conocida —xuntu a θ Ursae Majoris y φ Ursae Majoris— como Wan Chang, «el llume lliterario».
Alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.
Ípsilon Ursae Majoris ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV y 7170 K de temperatura. 29 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien un radiu de 3,5 radios solares y una masa doble que la del Sol. Como subxigante que ye, alcuéntrase rematando la fusión del so hidróxenu internu. Xira sobre sigo mesma a una velocidá de siquier 124 km/s, unes 60 vegaes más apriesa que'l Sol, siendo'l so periodu de rotación de 1,4 díes. L'alta velocidá cola que Ípsilon Ursae Majoris muévese al respective de nós (62 km/s, unos cuatro vegaes mayor que'l valor normal) indica que vien de otra rexón de la galaxa.
Ípsilon Ursae Majoris ye una variable Delta Scuti con una pequeña variación nel so rellumu, non perceptible al güeyu humanu, de 0,18 magnitúes. El periodu principal ye de 3,19 hores, pero esisten otros entendíos ente 1,6 y 2,1 hores.
Ípsilon Ursae Majoris forma una estrella binaria con una tenue acompañante asitiada a 11,6 segundos d'arcu. D'alcuerdu a la so magnitú +11,5, ye una nana colorada de tipu M0 con una masa averada de 0,5 mases solares. La separación reparada correspuende a una distancia mínima de 409 UA ente dambes estrelles, con un periodu orbital de siquier 5200 años.
Ípsilon1 Hydrae
Ípsilon1 Hydrae (υ Hya / 39 Hydrae) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,11.
Xuntu a κ Hydrae, λ Hydrae, μ Hydrae, υ Hydrae y φ Hydrae, forma la constelación china de Zhang —la cual fai referencia a una rede estendida p'atrapar aves en vuelu—, siendo Ípsilon1 Hydrae la estrella determinante.
Ípsilon1 Hydrae ye una xigante mariella de tipu espectral G7III con una temperatura efectivo ente 5045 y 5090 K.
Ye 145 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,7 km/s.
Tien una masa envalorada de 3,3 mases solares y una edá ente 270 y 380 millones d'años.
Ípsilon1 Hydrae presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,03).
Anque polo xeneral los distintos elementos evaluaos presenten niveles asemeyaos a les solares, esiste defectu de cobre ([Cu/H] = -0,20) y, otra manera, cierta sobreabundancia de sodiu y bariu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Ípsilon1 Hydrae alcuéntrase a 264 ± 5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, de la que tamién son miembros estrelles tan desemeyaos como Aldhafera (ζ Leonis), ξ Bootis o EV Lacertae.
Variaciones na velocidá radial de Ípsilon1 Hydrae suxuren la presencia d'un oxetu n'órbita al so alredor.
Con una masa 55 vegaes mayor que la masa de Xúpiter pue ser una nana marrón o una estrella de baxa masa.
El periodu orbital d'esta acompañante ye d'aprosimao 4,1 años y el semiexe mayor de la so órbita ye de 3,9 UA.
IQ Aurigae
IQ Aurigae (IQ Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. De magnitú aparente media +5,37, puede alcontrase visualmente ente les estrelles 19 Aurigae y 16 Aurigae. Ta asitiada a 450 años lluz de distancia del Sistema Solar.
IQ Aurigae ye una estrella clasificada como A0p, esto ye, una estrella blanca con un espectru peculiar, indicáu pola lletra «p».
Ye la estrella más azul de les estrelles A peculiares —el so color ye característicu d'una estrella tipu B4—, y una de les más calientes, con una temperatura efectivo de 13.650 K.
Con un radiu 2,9 vegaes más grande qu'el radiu solar, tien una lluminosidá 309 vegaes mayor que la del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 56 km/s, siendo el so periodu de rotación de 2,47 díes.
La so masa ye 4 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en namái 66 millones d'años, malapenes un 1,5% de la edá del Sol.
IQ Aurigae ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum en que'l so espectru destaca la bayura de cloru y siliciu, según la escasez de heliu y neón.
Amás d'anomalíes nes concentraciones de ciertos elementos químicos, esti tipu de variables presenten campos magnéticos intensos, siendo'l campu magnéticu de IQ Aurigae de 743 G.
Observaciones realizaes col Observatoriu Chandra punxeron de manifiestu que, na rexón de rayos X, la lluminosidá de IQ Aurigae ye trés ordes de magnitú cimera a la de Cor Caroli (α Canum Venaticorum), estrella de carauterístiques asemeyaes.
Un estudiu lleváu a cabu nun grupu d'estrelles indica que la emisión de rayos X ye mayor nos oxetos más masivos como IQ Aurigae.
Per otra parte, reparóse un gran fogaral —la primera detectada nuna estrella A0p— con una temperatura qu'algamó los 100 millones K, acompañada d'un aumentu na emisión de rayos X.
Dicha fogaral provieno d'una estructura bastante compacta y foi acompañada por un aumentu significativu na metalicidá.
IQ Ursae Majoris
IQ Ursae Majoris (IQ UMa / 83 Ursae Majoris / HD 119228) ye una estrella variable na sietestrellu de magnitú aparente media +4,65. Alcuéntrase a 549 años lluz del Sistema Solar.
IQ Ursae Majoris ye una xigante colorada de tipu espectral M2III; esta clase de xigantes son muncho menos frecuentes que les de tipu K y G, anque na sietestrellu atopen dos brillosos exemplos como Tania Australis (μ Ursae Majoris) y ρ Ursae Majoris.
IQ Ursae Majoris tien una lluminosidá bolométrica 2755 vegaes mayor que la del Sol, emitiendo la mayor parte de la so radiación na rexón infrarroxa, yá que ye una estrella fría con una temperatura superficial de 3600 K.
De gran tamañu, tien un radiu ente 51 y 56 vegaes más grande qu'el radiu solar —equivalente a 0,25 UA—; si tuviera nel centru del Sistema Solar la so superficie estiéndese hasta 2/3 de la órbita de Mercuriu.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye'l doble que la solar.
IRAS 12556-7731
IRAS 12556-7731 ye una estrella de magnitú aparente +7,88 en banda J encuadrada na constelación de Chamaeleon.
La fonte IRAS 12556-7731 foi identificada per primer vegada en 1992 dientro d'un estudiu IRAS d'estrelles presecuencia principal na nube molecular Chamaeleon II (Cha II).
Sicasí, la so velocidá radial media (unos 68 km/s) y el so movimientu propiu refuguen la so pertenencia a dicha formación.
Anque nun se conoz la distancia a la que s'atopa, asumir que IRAS 12556-7731 pue tar a 178 pársecs o 580 años lluz del Sistema Solar.
Magar nun principiu creyóse que IRAS 12556-7731 yera una estrella presecuencia principal, posteriores analises nel infrarroxu cercanu suxuríen que podía ser una xigante.
Sicasí, les fuertes llinies d'absorción de litiu nel so espectru llevaron a pensar que yera un oxetu nuevu, una y bones esti elementu ye destruyíu n'estrelles nueves de baxa masa cuando la temperatura algama cierta llende.
Finalmente, el fechu de que nel diagrama de Hertzsprung-Russell la so lluminosidá sía dos ordes de magnitú mayor que la d'otres nueves estrelles de la nube Cha II, dexó concluyir que IRAS 12556-7731 ye definitivamente una estrella xigante, anque rica en litiu.
Con una temperatura superficial de 3460 ± 60 K, la lluminosidá de IRAS 12556-7731 ye casi 1000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Amuesa una metalicidá ligermante inferior a la solar ([Fe/H] = -0,08).
La so llatitú galáctica, la so distancia y la so cinemática impliquen que probablemente sía una vieya estrella del discu finu, lo que ye consistente col so metalicidá.
Tien un radiu 79 vegaes más grande qu'el radiu solar y, pa ser una xigante, rota a gran velocidá, yá que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 8 km/s.
La so masa ye casi igual a la del Sol.
IRA 12556-7731 tien una bayura relativa de litiu A(Li) = 2,4.
La mayor parte de les xigantes riques en litiu —como HD 39853— son xigantes naranxes de tipu K.
Los posibles escenarios qu'espliquen l'altu conteníu de litiu son trés: puede caltener de dalguna manera'l so conteníu inicial de litiu, puede refaer esti metal n'etapes posteriores, o'l litiu puede provenir d'una nana marrón o planeta «inxeríu» pola estrella.
Los dos primeros escenarios son improbables, ente que la rellación isotópica Li/Li próxima a 0,11, favorez l'últimu escenariu.
Coles mesmes, afirmóse que la acreción d'un planeta puede esplicar tantu l'altu conteníu en litiu como la elevada velocidá de rotación d'una estrella xigante.
IRC+10420
IRC+10420, tamién conocida cómo V1302 Aql, ye una estrella hiperxigante (que foi primeramente clasificada cómo una protonebulosa planetaria por dellos autores) asitiada na constelación del Águila, a una distancia d'ente 3 y 5 kiloparsecs. 
Magar ser una de les estrelles más lluminoses conocíes, con una lluminosidá de más de 500.000 vegaes la del Sol, ye invisible a güeyu y precisa un telescopiu pa ser reparada.
Mientres los postreros 20 años, el tipu espectral d'ésta estrella varió dende F8 hasta A calteniéndose la so lluminosidá constante, lo qu'al pie de la gran cantidá de materia qu'espulsó llevó a pensar que ye un astru de 40 ó 50 mases solares nuna fase bien avanzada de la so vida, evolucionando dende la fase de superxigante colorada escontra la de estrella de Wolf-Rayet ó la de Variable Lluminosa Azul (LBV), ó inclusive a la de presupernova; acordies con dellos modelos, la estrella en sí, que paez tener una temperatura superficial elevada y que tamos viendo dende unu de los sos polos, tien apenes 10 mases solares y ta envolubrada por 30 ó 40 mases solares de material espulsáu por potentes vientos solares. Dichu material la oculta, llegando a formar una "pseudofotosfera" que la fai apaecer cómo una estrella hiperxigante mariella ó blanca en cuenta de lo que ye en realidá.
El material espulsáu por IRC+10420 relluma allumáu por ésta cómo una nebulosa de reflexón, siendo ésto lo que se ve y non el mesmu astru. Imaxes tomaes pol Telescopiu Espacial Hubble amosaron una complexa estructura nella qu'inclúi rayos, arcos, y condensaciones de material brilloso -los cualos amuesen evidencies de fuerte perda de masa estelar mientres los últimos sieglos-, y que foi comparada a la qu'arrodia a VY Canis Majoris. 
IRAS 17163-3907, un oxetu similar.
IRC-10414
IRC-10414 ye una estrella superxigante colorada y amás estrella fuxitiva asitiada na constelación del Escudu, que forma una pareya cola estrella Wolf-Rayet WR 114.
Trátase d'un astru d'espectru M7 bien notable por ser una de les pocoñín de superxigantes coloraes productores de arcu de choque -les otres dos conocíes son Betelgeuse y Mu Cephei, amás nel casu del producíu por esta estrella siendo visible tamién nel ópticu y non solamente nel infrarroxu-. El so vientu estelar ta amás ionizado poles estrelles del cúmulu abiertu NGC 6611, asitiáu na Nebulosa de la Águila, y/o pola so compañeru -siquier aparentemente- WR 114.
La distancia exauta a esti astru nun ye bien conocida, envalorándose dende 2 quiluparsecs en base a la so paralax y proximidá a la Nebulosa de la Águila, la Nebulosa Omega, y el cúmulu abiertu NGC 6604 -los trés asitiaos a distancies similares del Sol, del orde de 2 kiloparsecs tamién-; l'estudiu de los masers de agua presentes alredor de la estrella suxuren una distancia cimera, del orde de 3 kiloparsecs. Sicasí'l llugar de nacencia d'esta estrella nun ta claro, y nin la so dinámica nin la so edá suxuren que naciera nuna de los trés rexones de formación estelar mentaes.
Asumiendo una distancia de 2 kiloparsecs y una temperatura superficial de 3300K, IRC-10414 ye 160.000 vegaes más brillosa que'l Sol y el so diámetru ye alredor de 1.200 vegaes el del Sol, lo que la asitia ente les . Acordies con modelos d'evolución estelar, la so masa inicial taría ente 20 y 25 mases solares, y la so edá ente 6 y 10 millones d'años.
WR 114, tamién conocida como HD 169010, ye una estrella de Wolf-Rayet d'espectru WC5 asitiada aparentemente cerca -45 segundos d'arcu- d'IRC-10414. La distancia envalorada pa ella (2 quiluparsecs) ye similar a la envalorada para IRC-10414, siendo aprosimao 220.000 vegaes más brillosa que'l Sol y solamente 2,5 mayor qu'el nuesu astru, superando en rellumu a la superxigante colorada gracies a la so elevada temperatura superficial de 79.000K, frente a los 3300K que s'envaloren para IRC-10414.
Anque s'envalore una distancia similar pa WR 114, la separación real cola so vecina nun ta clara, yá que si les dos estrelles tuvieren a la mesma distancia del Sol y la separación aparente fora la real los fuertes vientos solares de la estrella Wolf-Rayet torgaríen que la superxigante colorada pudiera formar un arcu de choque. Per otru llau suxurióse qu'IRC-10414 y WR 114 formaron en tiempos parte d'una estrella triple güei sumida, moviéndose más o menos conjuntamente pel espaciu; cuidao que los parámetros dinámicos de WR 114 conócense bien mal ye difícil resolver esti misteriu.
IT Lupi
IT Lupi (IT Lup / HD 128775 / HIP 71727) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,62.
Ta asitiada na constelación de Lupus —el llobu— a pocu más de grau y mediu al norte de α Lupi. 
Alcuéntrase a 525 años lluz de distancia del Sistema Solar.
IT Lupi ye una estrella de tipu espectral Ap con una temperatura efectivo de 11.910 K.
Relluma con una lluminosidá 93 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien una masa de 2,98 ± 0,13 mases solares.
Tien una edá de 110 millones d'años, lo qu'apenes supón un 30% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
IT Lupi ye una estrella químicamente peculiar —en concretu una estrella Ap con llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un intensu campu magnéticu llonxitudinal de -278 G.
Estes variables —ente les que cabo citar a Cor Caroli (α Canum Venaticorum) o a la brillosa Alioth (ε Ursae Majoris)— amuesen una variación de rellumu igual o inferior a 0,1 magnitúes; la variación de rellumu de IT Lupi ye de 0,1 magnitúes ensin qu'haya un periodu conocíu.
A una separación visual de 9,3 segundos d'arcu de IT Lupi puede reparase una estrella de magnitú 12,5. Lleva'l númberu de catálogu CD-45 9337B y puede formar un sistema binariu con IT Lupi.
IX Draconis
IX Draconis (IX Dra / GJ 577) ye un sistema estelar alcontráu na constelación de Draco. Asitiáu a una distancia de 144 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +8,41.
Visualmente alcuéntrase unos 2 graos al sur de la variable RR Ursae Minoris.
La componente principal del sistema, GJ 577 A, ye una nana mariella de tipu espectral G5V, asemeyáu a 61 Virginis.
Con una temperatura efectivo de 5662 K, la so lluminosidá equival al 73% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 9% más pequeñu qu'el del Sol. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 10,6 km/s, siendo'l so periodu de rotación d'aprosimao 4 díes.
Presenta una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Tien una masa inferior nun 5% a la masa solar y amuesa un altu nivel d'actividá magnética.
Nun esiste un claru consensu tocantes a la edá d'IX Draconis.
La so cinemática dexa considerala miembru del «supercúmulo de les Híades» con una edá de 600 millones d'años; sicasí, la so absorción de litiu suxure una edá inferior nel rangu de 20 - 150 millones d'años, lo que concuerda cola edá de 34 millones d'años indicada nun recién estudiu.
La componente secundaria del sistema, GJ 577 B, foi resuelta per aciu imaxes nel infrarroxu.
La diferencia de magnitú ente les dos estrelles dexa envalorar que ye una nana colorada de tipu M4 - M5.
La so separación al respective de la primaria ye de siquier 239 UA y el periodu orbital ye de más de 3600 años.
Piénsase que GJ 577 B puede ser, de la mesma, una estrella binaria.
En dichu supuestu, estos dos componentes —denominaes coles lletres B y C— taríen na llende ente una nana colorada de baxa masa y una nana marrón.
IW Velorum
IW Velorum (IW Vel) ye una estrella na constelación de Vela de magnitú aparente +5,91.
Alcuéntrase a 336 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru na midida del 3,2%.
El so máximu acercamientu a la Tierra tuvo llugar fai 2,6 millones d'años, cuando tuvo a una distancia de 233 años lluz.
IW Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V, tamién clasificada como A4V.
Tien una temperatura efectivo de 8150 K y una lluminosidá 46 vegaes superior a la del Sol.
Envalórase que el so radiu ye un 80% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 166 km/s.
Tien una masa de 2,34 ± 0,04 mases solares y la so edá ye daqué cimera a 1000 millones d'años, lo que correspuende a 5/6 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
IW Velorum ye una variable Delta Scuti con un periodu d'oscilación de 0,15 díes y una variación de rellumu de namái 0,016 magnitúes.
ρ Tauri y LM Hydrae son tamién variables Delta Scuti que la so variación de rellumu ye inferior a 0,02 magnitúes.
IX Carinae
IX Carinae (IX Car) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
De magnitú aparente media +7,45, ye una estrella alloñada que s'atopa a una distancia envalorada de 1640 pársecs (5330 años lluz).
Al igual que RT Carinae, ye miembru del cúmulu estelar Carinae OB1.
IX Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3650 K.
Tien un radiu 920 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 4,2 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase casi hasta la órbita de Xúpiter.
Nel espectru visible la so lluminosidá ye 35.000 vegaes superior a la del Sol pero la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 133.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2,0 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable semirregular SRC —que'l so prototipu ye la brillosa μ Cephei—, el rellumu d'IX Carinae fluctúa ente magnitú +7,2 y +8,5.
Conócense dos periodos d'oscilación, unu principal de 408 ± 50 díes, y otru, más llargu ya imprecisu, de 4400 ± 2000 díes.
Izar (estrella)
Izar (ε Boo / ε Bootis / 36 Bootis) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Boötes, con magnitú aparente +2,35. Ye una estrella binaria que les sos dos componentes tán dixebraes 3 segundos d'arcu y ta considerada una de les estrelles dobles más belles del cielu.
El nome de Izar provién del árabe ازار ("izār") y significa «velu». Tamién ye llamada Mirac, Mirak o Mirach —nomes asemeyaos al de β Andromedae— que'l so orixe ye'l mesmu.
Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye Pulcherrima, «la más preciosa», denominada asina pol astrónomu Friedrich Georg Wilhelm von Struve al reparar el formosu contraste ente los dos estrelles.
A 210 años lluz de distancia del Sistema Solar, Izar ta compuesta por una xigante lluminosa naranxa, Izar A, y una estrella blanca de la secuencia principal, Izar B.
Izar A (HD 129989 / HR 5506), de tipu espectral K0II-III, ye la más brillosa del par con una lluminosidá equivalente a 400 soles, siendo 15 vegaes más lluminosa que la so compañera. Con una temperatura superficial de 4.500 K, el so radiu ye 33 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Izar B (HD 129988 / HR 5505) ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V que la so temperatura ye de 8.700 K. Con una lluminosidá 27 vegaes mayor que la solar, el so radiu ye'l doble que'l radiu del Sol. La separación ente les dos estrelles ye de siquier 185 UA con un periodu orbital de más de 1.000 años.
El sistema tien una edá envalorada de 300 millones d'años. Cuando nacieron, la estrella A2 yera bien asemeyada a como ye güei, pero l'actual xigante yera una caliente estrella de tipu B. Esta postrera yera más masiva que la so compañera —4 mases solares frente a 2 mases solares—, lo que favoreció qu'evolucionara más rápido; asina, fai 10 - 20 millones d'años escosó'l so hidróxenu internu tresformándose na xigante que vemos na actualidá. Nun futuru, dientro de daqué más de 1.000 millones d'años, Izar B va siguir el mesmu camín, espandiéndose tamién nuna xigante naranxa. Sicasí, pa esi entós la estrella más masiva probablemente nun sía más qu'una tenue nana blanca.
J Centauri
j Centauri (j Cen / HD 102776 / HR 4537) ye una estrella de magnitú aparente +4,31 encuadrada dientro de la constelación de Centauru.
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a esta estrella a 595 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la asociación estelar Scorpius OB2, que la so edá ta entendida ente los 4.000 y los 15.000 años.
j Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3Vne.
Con una temperatura efectivo de 18.700 K, tien una lluminosidá 2919 vegaes mayor que la del Sol.
y la so masa ye aprosimao 7 vegaes mayor que la masa solar, per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles acaben españando como supernoves.
j Centauri ye una estrella Be —asemeyada a δ Centauri o a η Centauri— y puede ser tamién variable, recibiendo la denominación provisional NSV 5357.
j Centauri nun tien de ser confundida con J Centauri (HD 116087).
J Puppis
J Puppis (J Pup / HD 64760 / HR 3090) ye una estrella de magnitú aparente +4,23 encuadrada dientro de la constelación de Puppis.
La midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos —que lleva inherente un considerable grau d'erru— asitia a J Puppis a una distancia de 1940 años lluz del Sistema Solar.
J Puppis ye una superxigante azul de tipu espectral B0.5Ib con una elevada temperatura efectivo de 28.000 ± 2000 K. 
Como correspuende a la so clase, ye una estrella descomanadamente lluminosa, yá que radia 300.000 vegaes más enerxía qu'el Sol.
Tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 23,3 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una elevada velocidá de rotación proyeutada de 265 km/s.
Ye una estrella bien masiva, siendo la so masa aprosimao 24 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida esplotando en forma de supernova.
Al igual qu'otres estrelles análogues, pierde masa estelar, a un ritmu de 1,1 × 10 mases solares per añu.
N'el so superficie atopa material procesáu nel ciclu CNO, lo que se manifiesta nuna rellación nitróxenu/carbonu 6 vegaes superior a la del Sol.
Esta estrella nun tien de ser confundida con 11 Puppis, tamién conocida como j Puppis.
J0917+46
J0917+46 ye'l nome embrivíu de SDSS J091709.55+463821.8, sistema estelar asitiáu na llende ente les constelaciones de Llobu cerval y sietestrellu. Alcuéntrase a unos 7400 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La componente visible del sistema ye una nana blanca que la so masa, de 0,17 mases solares, ye la más baxa conocida pa una nana blanca, aprosimao 1/3 de la masa habitual pa esti tipu d'estrelles.
A pesar d'ello, ye bien grande en términos de tamañu físicu, con un diámetru equivalente al 8% del diámetru solar, unos nueve vegaes más grande qu'una nana blanca típica.
Nenguna estrella ye abondo antigua pa convertise, por sigo mesma, nuna nana blanca tan pocu masiva; polo tanto dende un principiu predíxose la esistencia d'una compañera non visible responsable de la perda de masa estelar. La busca subsecuente per aciu velocidaes radiales, confirmó la predicción. Al nun ser visible la compañera refugóse qu'ésta fora una estrella de la secuencia principal; la compañera invisible probablemente ye otra nana blanca, qu'aspiró una gran parte del material de la estrella visible.
Cuando se formó'l sistema binariu, ésti taba compuestu por una estrella d'unos dos mases solares y otra estrella daqué menos masiva qu'el Sol. La estrella más masiva foi la primera n'evolucionar, dando llugar a una nana blanca d'aprosimao 0,5 mases solares. Diez mil millones años más tarde, el so acompañante tresformóse de la mesma n'otra nana blanca. En cada pasu, les capes esternes de la estrella n'evolución envolubraron a la compañera, causando un resfregón qu'averó les dos estrelles ente sigo. Agora completen una órbita cada 7,6 hores a una distancia de namái 0,007 UA. Nun futuru dambes estrelles van fundise, magar esto nun va asoceder enantes de 10.000 millones d'años.
Ji Aquarii
Ji Aquarii o Chi Aquarii (χ Aqr / 92 Aquarii / HD 219576) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,93. Alcuéntrase a unos 640 años lluz del Sistema Solar.
Ji Aquarii ye una xigante colorada de tipu espectral M3III con una temperatura superficial de 3670 K y una lluminosidá 1500 vegaes mayor que la lluminosidá solar. A partir d'estos valores puede calculase el so radiu, 0,45 UA, equivalente a 96 vegaes el radiu solar, magar midíes directes per aciu interferometría dan como resultáu un radiu mayor de 0,60 UA.
Asitiada al sur de la eclíptica, Ji Aquarii ye despintáu dacuando pola Lluna, lo que dexa, en función del tiempu qu'emplega'l discu llunar en cubrir la estrella, calcular el so radiu per aciu esta técnica, llográndose un valor de 0,66 UA. Les discrepancies probablemente provienen d'una combinación d'erros na distancia y na estimación de la temperatura, incidiendo na cantidá de la radiación infrarroxo emitida y n'última instancia nel valor de la so lluminosidá. Anque malo d'envalorar, la so masa asítiase en redol a dos veces la del Sol.
Ji Aquarii ye una variable irregular, que'l so rellumu fluctúa ente magnitú +4,90 y +5,06, polo que se piensa que ye una xigante nun avanzáu estáu d'evolución. Probablemente la estrella ta aumentando en rellumu y tamañu per segunda vegada, agora con un nucleu inerte de oxíxenu y carbonu. Esta fase caracterizar por una inestabilidá primero que la estrella esprender de les sos capes esteriores pa convertise nuna nana blanca.
Ji Aquilae
Ji Aquilae o Chi Aquilae (χ Aql / 47 Aquilae) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,31 asitiáu na constelación del Águila.
Alcuéntrase aprosimao a 855 años lluz del Sistema Solar.
Ji Aquilae ye una binaria que les sos componentes nun son bien conocíes. La más caliente, de magnitú +5,37, ye una estrella de la secuencia principal clasificada dende B5.5V a A3V.
El so rellumu concuerda con una estrella B5.5V y la so temperatura efectivo, d'alcuerdu a dichu tipu espectral, sería de 14.500 K.
La so lluminosidá, 800 vegaes superior a la del Sol, y la so temperatura conducen a un valor pa la so masa cinco veces mayor que la masa solar.
Pela so parte, la componente más fría foi catalogada como una xigante de tipu G0, a la que correspondería una temperatura de 5800 K —nun esisten tampoco midíes de la so temperatura—.
155 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so masa envalórase unes tres veces mayor que la masa solar.
El conteníu metálico d'esta binaria ye netamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,80).
La separación visual reparada ente elles siempres foi inferior a 1 segundu d'arcu, lo que correspuende una separación real de más de 185 UA.
El periodu orbital d'esta binaria ye de más de 900 años.
Ji Cancri
Ji Cancri o Chi Cancri (χ Cnc / 18 Cancri / HD 69897) ye la séptima estrella más brillosa de la constelación de Cáncer —el cámbaru— con magnitú aparente +5,14.
Alcuéntrase a 59 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ji Cancri ye una estrella mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V.
Al igual qu'el Sol, la so enerxía provién de la fusión de hidróxenu en heliu, pero ye más caliente y lluminosa qu'ésti, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de Tabit (π Orionis).
Con una temperatura efectivo ente 6190 y 6240 K, la so lluminosidá ye 2,57 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar. El so conteníu de fierro ye la metá que nel Sol,
enclín reparáu na práctica totalidá de los elementos químicos evaluaos.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5 km/s, dos veces y media más apriesa que'l Sol.
La so masa ye ente un 6% y un 11% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 3100 millones d'años.
Ji Carinae
Ji Carinae o Chi Carinae (χ Carinae / χ Car / HD 65575) ye una estrella na constelación Carina de magnitú aparente +3,46. Recibe'l nome tradicional de Drys o Drus, del griegu Δρυς, que significa «carbayu». Alcuéntrase a 387 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Clasificada como subxigante, Ji Carinae ye una estrella azul de tipu espectral B3IVp con una temperatura efectivo de 18.000 K. Considerando una importante cantidá de radiación emitida nel ultravioleta, la lluminosidá de Ji Carinae ye 2375 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so diámetru ye 5 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye 6,7 vegaes mayor que la masa solar. Los sos parámetros de lluminosidá y temperatura, dientro de la teoría de evolución estelar, suxuren Ji Carinae entá nun abandonó la secuencia principal —anque s'atopa na fase final de dicha etapa— y por tantu quiciabes nun ye una verdadera subxigante.
Catalogada como variable Beta Cephei con una variación nel so rellumu de 0,015 magnitúes, recién estudios ponen en dulda la so variabilidá. Coles mesmes, la «p» nel so tipu espectral ye indicativa d'alta concentración de siliciu, lo que tampoco paez ser ciertu. Típicamente, la so velocidá de rotación de 95 km/s ye más de 40 vegaes más rápida que la del Sol.
Ji Ceti
Ji Ceti (χ Ceti) o Chi Ceti, ye una sistema estelar binariu de la constelación de la ballena. Na nomenclatura Flamsteed ye 53 Ceti. Tienen una separación de 3' 4" (180") d'arcu, accesible a óptiques d'aficionáu. 
Ji Ceti A ye la estrella principal d'un sistema múltiple, tratar d'una xigante blanca F2III-IV que falta 76,93 años-lluz, del catálogu Draper (HD) recibe'l númberu HD 11171, y del catálogu Hipparcos (HIP) númberu HIP 8497.
Tien una temperatura efectivo de 6200º K y la so magnitú visual aparente ye de +4,85, traduciéndose nuna magnitú visual absoluta de +2,79.
Ji Ceti B recibe'l númberu HD 11131 del catálogu Draper (HD), atopar n'Ascensión Recta 1h 49m 23.34s y Declinación -10º 42' 12" en coordenaes de dómina 2,000.0, tratar d'una estrella G1V con una temperatura efectivo de 5800 K. Tien una magnitú visual aparente de +6,74 y una magnitú visual absoluta de +4,91. Alcuéntrase a 74,94 años-lluz de distancia. La estrella ye una variable del tipu OR Draconis. 
http://www.alcyone.de/cgi-bin/search.pl?object=HR0531
http://server3.wikisky.org/starview?object_type=1&object_id=1287
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=53+Ceti&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=chi+Cet+B&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id
Ji Cygni
Ji Cygni o Chi Cygni (χ Cyg / HD 187796 / HR 7564) ye una estrella variable na constelación del Cisne. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +3,30 y +14,20, el mayor cambéu de lluminosidá conocíu nuna estrella si sálvense les esplosiones o españíos.
L'astrónomu Gottfried Kirch afayó la so variabilidá en 1687, cuando en xunetu de dichu añu reparó que la estrella sumiera del cielu, nun siendo visible de nuevu hasta'l mes d'ochobre.
Apocayá, ente xunetu y agostu de 2005, el so rellumu algamó magnitú 3,8 d'alcuerdu a dellos informes de la AAVSO, lo que constituyiría'l so rellumu máximu nos postreros 148 años.
A una distancia averada de 346 años lluz del Sistema Solar, Ji Cygni ye una variable Mira con un periodu de pulsación de 408,05 díes. Con una temperatura igual o inferior a 3000 K, ye unes 3000 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu 300 vegaes más grande qu'el radiu solar, comparable a la órbita del planeta Marte.
Al avieyar les variables Mira, pueden bombiar carbonu del so nucleu escontra la superficie, aumentando la proporción d'esti elementu frente al de oxíxenu. N'estrelles normales como'l Sol, la proporción d'oxíxenu ye enforma mayor que la de carbonu, ente que nes llamaes estrelles de carbonu —como La Superba (Y Canum Venaticorum)—, la proporción ye inversa. Ji Cygni, estrella del raru tipu espectral S (S6), ta a mediu camín ente dambes, siendo les proporciones de carbonu y oxíxenu similar.
Igualmente destaca'l so altu conteníu en zirconiu, de resultes del procesu-s que tien llugar nesta clase d'estrelles. El so evolución dirá conducir definitivamente escontra una estrella de carbonu.
Ji Draconis
Ji Draconis o Chi Draconis (χ Dra / 44 Draconis / HD 170153) ye un sistema estelar na constelación de Draco de magnitú aparente +3,55. Dacuando recibe'l nome de Batentaban Borealis, proveniente del árabe بطن الثعبان "baţn al-thubān", que'l so significáu ye «el banduyu del dragón».
Alcuéntrase relativamente próximu al Sistema Solar, a namái 26,3 años lluz de distancia.
Ji Draconis ye una estrella binaria, que la so componente principal, Ji Draconis A, ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura efectivo de 6150 K.
Casi dos veces más lluminosa qu'el Sol, la so masa ye un 3% mayor que la masa solar y tien un radiu averáu de 1,12 radios solares.
La so compañera estelar, Ji Draconis B, ye una nana naranxa de tipu espectral K0V y 4950 K de temperatura.
La so masa ye de 0,74 mases solares y relluma con una lluminosidá equivalente al 29% de la lluminosidá solar.
La separación ente dambes componentes varia ente 0,6 y 1,4 UA a lo llargo d'una órbita escéntrica que completen cada 280,55 díes. La zona de habitabilidad asítiase alredor de les 1,45 UA del centru de mases, demasiáu cerca de dambes estrelles por que la órbita d'un hipotéticu planeta fuera estable.
La so cinemática, sicasí, suxure que ye una estrella del discu finu —como'l Sol— magar el so metalicidá ye equivalente al 39% de la solar ([Fe/H] = -0,41).
Ji Herculis
Ji Herculis o Chi Herculis (χ Her / 1 Herculis / HD 142373) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,62. Alcuéntrase a 52 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ji Herculis ye una nana mariella de tipu espectral F8Ve. La so temperatura efectivo, 5840 K, ye notablemente más baxa que lo que cabría esperar pa una estrella de la so clase espectral, probablemente por cuenta del so baxu conteníu en metales.
La so bayura relativa de fierro ye namái un terciu de la del Sol ([Fe/H] = -0,47), pero otros elementos como aluminiu, manganesu y estronciu son entá más escasos.
Ente éstos cabe solliñar el cobre, que'l so conteníu relativo equival a una décima parte de la solar.
Otra manera, el samariu y sobremanera el europiu son «sobreabundantes» en rellación al Sol.
Ji Herculis ye unes 3 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru un 70% más grande qu'el diámetru solar.
La so masa puede ser un 15% mayor que la masa solar, y piénsase que ye una estrella vieya con una edá de más de 8000 millones d'años.
L'amplia evidencia d'actividá magnética según la midida de la so velocidá de rotación, 0 km/s, suxure que Ji Herculis efectivamente xira sobre sigo mesmu pero que la so exa tien de tar apuntando casi escontra nós. Nun hai evidencia de planetes, difíciles de detectar por variaciones na velocidá radial si la so exa apúntanos, pero tampoco esiste evidencia de nengún discu circumestelar análogu al cinturón d'asteroides del Sistema Solar. La so edá, el so baxu conteníu metálico y la so alta velocidá relativa respectu al Sol (80 km/s), suxuren que Ji Herculis ye una visitante proveniente d'otra parte de la galaxa.
Ji Leonis
Ji Leonis o Chi Leonis (χ Lleo / 63 Leonis / HD 96097 / HR 4310) ye una estrella de magnitú aparente +4,63 asitiada na constelación de Lleo. Alcuéntrase a 94 años lluz del Sistema Solar.
Ji Leonis apaez catalogada como una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2.
Con una temperatura efectivo de 7000 K, considerar una estrella llixeramente evolucionada que'l so diámetru, casi dos veces más grande qu'el diámetru solar, concuerda más col d'una subxigante que col d'una xigante puramente felicidá.
El valor máximu pal so periodu de rotación ye de 3,66 díes.
Tocantes a la so composición elemental, les bayures relatives de fierro y níquel son comparables a la del Sol, pero amuesa sobreabundancia de calciu ([Ca/H] = +0,22) y ciertu defectu de azufre y siliciu.
Ji Leonis puede ser una estrella variable —apaez nel New Catalogue of Suspected Variable Stars cola designación NSV 5079— anque recién estudios indiquen que tien bien baxa actividá cromosférica.
Coles mesmes, forma un sistema binariu con una tenue estrella de magnitú +11. La separación visual ente dambes componentes —3,3 segundos d'arcu— implica que la distancia real ente elles ye de siquier 95 UA.
Ji Lupi
Ji Lupi o Chi Lupi (χ Lup / 5 Lupi / HD 141556) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu, de magnitú aparente +3,97.
Ta asitiada a 210 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ji Lupi ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 0,21 UA y el so periodu orbital ye de 15,2565 díes. La estrella principal ye una subxigante azul de tipu espectral B9IV y 10.650 K de temperatura efectivo.
Tien una lluminosidá 90 vegaes mayor que la del Sol y una masa d'unes 3 mases solares.
La estrella acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V y 9.200 K de temperatura.
Ye 25 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien el doble de la so masa.
La estrella principal ye un exemplu notable de estrella de mercuriu-manganesu. Éstes son estrelles que presenten conteníos especialmente altos de ciertos elementos químicos nel so espectru. Nel casu de Ji Lupi, la proporción de platino y oru ye dellos miles de vegaes mayor que nel Sol, ente que la proporción de mercuriu apuerta a en redol a un millón de vegaes superior. Otra manera, la cantidá de calciu ye inusitadamente baxa. Como n'otres estrelles d'esta clase, esto debe a un procesu d'espardimientu, onde nuna atmósfera estelar relativamente n'aselu, dellos elementos xuben a la superficie por radiación ente qu'otros son abasnaos escontra l'interior pola acción de la gravedá.
De la mesma, la estrella secundaria ye una estrella con llinies metáliques similar a la componente secundaria de Cástor (α Geminorum).
Ji Ophiuchi
Ji Ophiuchi o Chi Ophiuchi (χ Oph / 7 Ophiuchi / HD 148184) ye una estrella de magnitú aparente +4,42 asitiada na constelación de Ophiuchus.
Alcuéntrase aprosimao a 626 años lluz del Sistema Solar, perteneciendo a l'Asociación Scorpius Cimera, subgrupu de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus.
Ji Ophiuchi ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B2 Vne que la so temperatura superficial ye 20.900 K.
Considerando una importante cantidá d'enerxía emitida como lluz ultravioleta, la lluminosidá de Ji Ophiuchi ye 10.000 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye 8 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación ye de siquier 115 km/s —siendo este un valor mínimu—, lo que trai un periodu de rotación inferior a 3,4 díes.
Tien una edá averada de 20 millones d'años, pero al ser una estrella masiva (tien ~10 vegaes más masa qu'el nuesu Sol), ta terminando la fusión del so hidróxenu internu, evolucionando escontra la fase de subxigante. 
La so masa tópase xusto percima de la llende qu'establez que les estrelles bien masives rematen la so vida españando como supernoves.
Ji Ophiuchi ye una estrella Be —como Tsih (γ Cassiopeiae) o η Centauri— que sufre pulsaciones non radiales, esto ye, unes partes de la superficie estelar muévense pa escontra fora ente qu'otres facer escontra dientro.
Ello provoca una variación de rellumu casi imperceptible, de 0,03 magnitúes, siendo'l periodu principal de 15,6 hores.
Amás, Ji Ophiuchi ye una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 139 díes.
De la estrella acompañante nada se conoz, sacantes orbita a una distancia media de 1,1 UA de la estrella principal.
Ji Orionis
Ji Orionis (χ Ori) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Orión:
Ji Serpentis
Ji Serpentis o Chi Serpentis (χ Ser / 20 Serpentis / HD 140160) ye una estrella de magnitú aparente +5,32 na constelación de Serpens. Ta asitiada na rexón central de Serpens Caput, la cabeza de la culiebra. Forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Ji Serpentis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0p que la so temperatura superficial ye de 9290 K. Con una lluminosidá 34 vegaes mayor que la del Sol, la so masa ye de 2,3 mases solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 75 km/s.
El so metalicidá —conteníu relativo d'elementos más pesaos qu'el heliu— equival al 56% de la del Sol.
Tien una edá envalorada de 420 millones d'años y tópase na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Ji Serpentis ye una estrella peculiar. Estes son estrelles que la so bayura en metales ye anómala, siquier nes sos capes superficiales. Alioth (ε Ursae Majoris) y α Circini son dos conocíes representantes d'esta clase.
Como munches d'estes estrelles, Ji Serpentis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum. El so rellumu fluctúa 0,03 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 1,59 díes.
Alcuéntrase a 228 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ji Virginis
Ji Virginis o Chi Virginis (χ Vir / 26 Virginis / HD 110014 / HR 4813) ye una estrella asitiada na constelación de Virgu.
La so magnitú aparente ye +4,66 y alcuéntrase a 293 años lluz del Sistema Solar.
Xuntu a ψ Virginis y otres estrelles axacentes yera conocida en China como Tsin Teen.
En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Ji Virginis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4445 ± 70 K, anque otres fontes dan una cifra inferior de 4379 K.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la brillosa Arturu (α Bootis), magar ta 8 vegaes más alloñada qu'ésta.
Con un radiu 21 vegaes más grande qu'el radiu solar, la so velocidá de rotación proyeutada ye de 2,0 km/s. El so metalicidá, datu rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,19). Tien una masa envalorada ente 1,9 y 2,4 mases solares y una edá averada de 950 ± 400 millones d'años.
En 2009 afayóse un planeta estrasolar masivu orbitando en redol a Ji Virginis. El planeta, detectáu per aciu variaciones na velocidá radial, tien una masa mínimo 11,1 vegaes mayor que la masa de Xúpiter.
Muévese a lo llargo d'una órbita escéntrica (ε = 0,46) a una distancia media de 2,14 UA al respective de la estrella. El so periodu orbital ye de 835,5 díes.
Ji1 Fornacis
Ji1 Fornacis (χ For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
De magnitú aparente +6,40, comparte la denominación de Bayer «Ji» —vigésimoquinta del alfabetu griegu— con otros dos estrelles, Ji2 Fornacis y Ji3 Fornacis.
Ji1 Fornacis ta catalogada como subxigante blanca de tipu espectral A1IV, pero una estudiu recién considerar inda na secuencia principal, trescurriendo namá'l 62% de la so vida en dicha etapa.
Tien una temperatura efectivo de 8770 K —anque d'alcuerdu a otru métodu empíricu podría ser de 9354 K— y la so lluminosidá ye 31 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 136 km/s y tien una masa 2,19 vegaes mayor que la del Sol.
Ji1 Fornacis ye una estrella por demás lluminosa en rayos X —2452 × 10 W—, lo que suxure la presencia d'una compañera estelar activa.
Nesta rexón del espectru la so lluminosidá ye comparable a la de 7 Camelopardalis, pero entá queda llueñe de les de V856 Scorpii y KW Aurigae, ente 6 y 10 vegaes más lluminoses qu'ella.
Ji1 Fornacis alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 352 ± 17 años lluz del Sistema Solar.
Ji1 Orionis
Ji1 Orionis o Chi1 Orionis (χ Ori / 54 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,41. Comparte la denominación de Bayer «Ji» con Ji2 Orionis, magar nun esiste rellación física ente elles: ente que Ji1 Orionis ye una estrella cercana distante 28,7 años lluz, Ji2 Orionis alcuéntrase a unos 4900 años lluz del Sistema Solar.
Ji1 Orionis ye una nana mariella de tipu espectral G0V, non bien distinta del Sol, con una temperatura de 5942 ± 26 K, unos 160 K más caliente que la nuesa estrella.
La so lluminosidá ye un 8% superior a la lluminosidá solar y la so masa ye apenes un 3% mayor que la del Sol.
Tocantes a el so tamañu, tien un radiu de 1,047 ± 0,053 radios solares.
El so periodu de rotación ye menos d'un terciu del que tien el Sol, lo que produz actividá magnética y radiación X. Con una edá envalorada de 100 millones d'años, paez ser muncho más nuevu que la nuesa estrella, que la so edá ye de 4600 millones d'años.
Amuesa una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,04).
Ji1 Orionis forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
La estrella conocida más cercana a ella ye la nana colorada Gliese 232, distante 3,6 años lluz.
Ji1 Orionis tien una compañera estelar de 0,15 mases solares que completa una órbita alredor d'ella cada 14,1 años. A una distancia media de 6,1 UA, xira nuna órbita escéntrica (ε = 0,45) que fai la separación ente dambes varie ente 3,3 y 8,9 UA. Considerando la mocedá del sistema, la compañera de baxa masa posiblemente entá tea nel procesu d'axuste internu y nun llegó a la llamada «edá cero», momentu nel cual empiézase a contabilizar la edá d'una estrella. A partir d'esi puntu va empezar la so andadura como una nana colorada de tipu M6.
Ji2 Orionis
Ji2 Orionis (χ Orionis / 62 Orionis / HD 41117) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,65. Anque comparte la denominación de Bayer «Ji» con Ji1 Orionis, nun esiste rellación física ente dambes. Ente que Ji1 Orionis ye una nana mariella a namái 28,7 años lluz del Sistema Solar, Ji2 Orionis alcuéntrase tan alloñada que la so distancia nun puede ser midida por paralax. El valor xeneralmente adoptáu —pol so probable pertenencia a la asociación OB de Xéminis— ye de 4900 años lluz.
Como cabo esperar pola so distancia y rellumu, Ji2 Orionis ye una superxigante o hiperxigante blancu-azulada descomanadamente lluminosa, 410.000 vegaes más que'l Sol. De tipu espectral B2Iaev, el so radiu ye 59 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,28 UA. Sábese amás que Ji2 Orionis ye una estrella binaria, la so duplicidá descubierta per aciu tapecimientu.
Con una masa envalorada de 35 - 40 mases solares, la edá de Ji2 Orionis ye de namái 5 millones d'años. Nun futuru non bien llonxanu va españar como una brillosa supernova, al producise'l colapsu del so nucleu de fierro, una y bones la fusión nuclear nun progresa más allá d'esti elementu. Anque la mayor parte de los núcleos colapsen nuna estrella de neutrones, la enorme masa de Ji2 Orionis puede faer qu'el so nucleu acabe formando un furacu prietu.
Juxta Crucem
Juxta Crucem ye'l nome de la estrella ε Crucis (ε Cru / HD 107446 / HR 4700), la quinta más brillosa de la constelación Cruz del Sur con magnitú aparente +3,59. El nome "Juxta Crucem", y la forma curtia "Juxta", provienen del llatín y el so significáu ye «xuntu a (cerca de) la Cruz». En portugués ye conocida col nome de "Intrometida". 
Juxta Crucem ye una xigante naranxa de tipu espectral K3.5III con una temperatura de 4150 K. La so lluminosidá ye 330 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so diámetru ye 34 vegaes mayor qu'el del Sol —casi la metá de la órbita de Mercuriu—.
Intrínsecamente más lluminosa que la conocida Arturu (α Bootis), ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a Maasym (λ Herculis).
Tien un conteníu relativo de fierro equivalente al 80% del esistente nel Sol.
La so masa averada ye un 42% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 2830 millones d'años.
Juxta Crucem ta catalogada como una posible estrella variable cola denominación NSV 5568. Forma parte del grupu de les Híades y alcuéntrase a 228 años lluz del Sistema Solar.
Juxta Crucem apaez nes banderes nacionales de Australia, Papúa Nueva Guinea y Brasil. Nésta última representa al estáu de Espírito Santu —vease estrelles na Bandera de Brasil—.
K Scorpii
k Scorpii (k Sco / HD 154090 / HR 6334) ye una estrella de magnitú aparente +4,87 encuadrada dientro de la constelación del Escorpión.
La distancia a la que s'atopa ye incierta; la midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos —que'l so grau d'erru ye del orde de la mesma midida— asitia a k Scorpii a una distancia cimera a 2600 años lluz.
k Scorpii ye una superxigante azul de tipu espectral B1Iae con una elevada temperatura efectivo de 22.200 K. 
Tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 36 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 47 km/s.
Ye una estrella bien masiva, siendo la so masa aprosimao 28 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida esplotando en forma de supernova.
Al igual qu'otres estrelles análogues, pierde masa estelar, a un ritmu de 0,95 × 10 mases solares per añu.
N'el so superficie atopa material procesáu nel ciclu CNO, lo que se manifiesta nuna rellación nitróxenu/carbonu 10 vegaes superior a la del Sol, según na rellación nitróxenu/oxíxenu, 6 vegaes mayor.
k Scorpii ye una variable Alfa Cygni —asemeyada a Deneb (α Cygni)— que'l so rellumu bazcuya 0,063 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 1,593 díes.
Recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de V1073 Scorpii.
Esta estrella nun tien de ser confundida con Kappa Scorpii (κ Scorpii), tamién conocida como Girtab.
K Velorum
k Velorum (k Vel / HD 79940) ye una estrella de magnitú aparente +4,64 asitiada na constelación de Vela casi na llende con Puppis.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 165 años lluz del Sistema Solar.
k Velorum ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F5III.
D'asemeyaes carauterístiques a 45 Ophiuchi o 20 Pegasi, tien una temperatura efectivo de 6397 K siendo'l so lluminosidá 29 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre si mesma a gran velocidá —más de 117 km/s, casi 60 vegaes más apriesa que'l Sol— y el so periodu de rotación ye igual o inferior a 2,18 díes.
k Velorum ye más masiva qu'el nuesu Sol —envalórase que la so masa ye daqué más del doble que la masa solar— y tien una edá entendida ente 900 y 1200 millones d'años.
Tocantes a el so metalicidá, presenta una bayura relativa de fierro daqué per debaxo de la del Sol ([Fe/H] = -0,14), enclín tamién reparáu n'elementos como siliciu, aluminiu y cromu.
Otra manera, otros elementos son sobreabundantes en rellación a los niveles solares. Ye'l casu de neodimiu, escandiu, itriu y europiu; los niveles d'estos dos últimos elementos son 12 vegaes más elevaos que nel Sol ([Eu/H] = +1,08).
La so bayura de litiu ye log[Li] = 2,28.
Nota: Esta estrella nun tien de ser confundida con Kappa Velorum (κ Velorum).
Kaffaljidhma
Kaffaljidhma o Kaffaljidhm (γ Ceti / 86 Ceti / HD 16970) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación de Cetus, la bisarma marina o la ballena. El so nome provién de la frase árabe "Al Kaff al Jidhmah" y significa «parte d'una mano», en referencia a una antigua constelación árabe que englobaba les estrelles que güei formen la cabeza de la ballena.
De magnitú aparente +3,47, Kaffaljidhma ye un sistema estelar asitiáu a 80 años lluz del Sistema Solar.
La estrella conocida más cercana a ella ye la nana blanca Gliese 100.1, distante Al 
traviés del telescopiu, Kaffaljidhma apaez como una estrella doble que les sos componentes, dacuando mentaes como de color azul y mariellu, tán dixebraes 2,8 segundos d'arcu ente sigo.
En realidá tratar d'una estrella blanca de tipu espectral A3V y otra estrella blancu-mariella de tipu F3V.
La estrella A3V, Kaffaljidhma A, tien una temperatura superficial de 8700 K y una lluminosidá 19 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 183 km/s y tien una masa aprosimao'l doble de la masa solar.
Esibe una metalicidá daqué más alzada a la solar ([Fe/H] = +0,08) pero'l so conteníu de bariu ye notablemente alto —del orde de cinco veces cimeru al esistente nel Sol.
Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F3V.
Los dos estrelles, dixebraes siquier 70 UA, completen una órbita alredor del centru de mases común cada 320 años a lo menos.
Una tercer estrella de magnitú +10,1, visualmente a 14 minutos d'arcu de la binaria, comparte'l mesmu movimientu que'l par AB al traviés del espaciu, polo que se cree que ta gravitacionalmente xunida a elles.
Trátase d'una nana naranxa de tipu K5 con una lluminosidá equivalente una décima parte de la solar.
Tópase dixebrada siquier 21.000 UA del par interior, y tocantes a el so periodu orbital alredor de la binaria, ésti ye de más d'un millón y mediu d'años.
Kajam
Kajam o Cujam (ω Herculis / ω Her / 24 Herculis / HD 148112) ye una estrella de magnitú aparente +4,57 na constelación d'Hércules. El so nome provién del llatín "Caiam", acusativu de "Caia", términu usáu por Horacio pa designar al garrote de Hércules, señaláu por esta estrella.
Asitiada a 235 años lluz de distancia del Sistema Solar, Kajam ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p que la so temperatura superficial ye de 9333 K. Con una lluminosidá 74 vegaes mayor que la del Sol, la so masa ye de 2,6 mases solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
Tien una edá envalorada de 425 millones d'años y n'aprosimao 80 millones d'años va empezar a evolucionar escontra una estrella xigante, abandonando la secuencia principal.
Kajam ye una estrella peculiar, esto ye, tien un conteníu metálico anómalu siquier nes sos capes superficiales. Alioth (ε Ursae Majoris) ye la representante más conocida d'esta clase.
Kappa Andromedae
Kappa Andromedae ("κ Y, κ Andromedae") ye la denominación de Bayer d'una estrella brillosa de la constelación d'Andrómeda. La so magnitú visual ye de 4,1. D'alcuerdu a la Escala de Bortle, pue ser visible dende los suburbios y de la periferia urbana, pero non dende les rexones allumaes del centru urbanu. Midíes de la so paralax per parte de la misión Hipparcos allugar a una distancia d'aprosimao 168 años lluz (52 parsecs) de la Tierra.
Kappa Andromedae tien un tipu espectral B9-IV, lo qu'indica que ye una estrella subxigante, qu'acaba d'abandonar la secuencia principal. Tien 2,3 vegaes el radiu del Sol y xira rápido sobre la so exa, con una velocidá de rotación proyeutada de 176 km / s. La so temperatura superficial ye de 11.361 K. Con una masa de casi 2,5 vegaes la solar, la so edá envalorada ye de 30 millones d'años.
En chinu, 螣蛇 (Teng SHE), que significa culiebra voladora, referir a un asterismo formáu por κ Andromedae, alfa Lacertae, 4 Lacertae, pi Cygni, pi Cygni, HD 206267, eta Cephei, beta Lacertae, sigma Cassiopeiae, rho Cassiopeiae, tau Cassiopeiae, AR Cassiopeiae, 9 Lacertae, 3 Andromedae, 7 Andromedae, 8 Andromedae, Lambda Andromedae, Iota Andromedae, y Psi Andromedae. Arriendes d'ello, κ Andromedae sí mesmu conozse como 螣蛇 二十 一 (Teng Shé èrshíyī, Inglés: la Estrella de la Ventiava Primer de Culiebra Voladora).
 En payares de 2012, un nuevu planeta xigante de gas caliente con una masa de casi 13 vegaes la de Xúpiter foi fotografiáu directamente n'órbita alredor de κ Andromedae, a una distancia proyeutada de 56 ± 2 UA. La observación espectroscópica indica una temperatura na parte cimera de la so atmósfera d'alredor de 1700 K.
Kappa Aquarii
Kappa Aquarii (κ Aqr / κ Aquarii) ye una estrella binaria de la constelación d'Acuariu. Tien el nome tradicional de "Situla", una palabra llatina que significa "jarra d'agua".
La estrella principal, Situla A, tien una temperatura superficial de 4550 K y ta clasificada como una xigante naranxa del tipu K, con una Magnitú aparente de 5,04. La so compañera, Situla B, allugar a 98,3 segundos d'arcu de distancia y tien una magnitú aparente de 8,8. Situla ta a 234 años lluz de la Tierra. 
Kappa Aquilae
Kappa Aquilae (κ Aql / 39 Aquilae /HD 184915 / HR 7446) ye una estrella de magnitú aparente +4,96 na constelación del Águila.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a unos 1680 años lluz del Sistema Solar.
Kappa Aquilae ye una xigante azul de tipu espectral B0.5III, asemeyáu a Murzim (β Canis Majoris) o a Atik (ο Persei).
Daqué más caliente qu'estos dos estrelles, Kappa Aquilae tien una temperatura efectivo de 26.654 ± 747 K y una lluminosidá 52.600 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 12 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 244 ± 15 km/s, tando la so exa de rotación inclináu 45º respectu al observador terrestre.
Tocantes a la so composición química, Kappa Aquilae presenta una elevada bayura relativa de heliu en comparanza a otres estrelles de tipu B —el so nivel ye mayor nun factor de 2,5—, lo que foi rellacionáu cola so rápida rotación.
Kappa Aquilae tien una elevada masa entendida ente 15,5 y 16,9 mases solares, polo que ta claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles acaben la so vida españando como supernoves.
Coles mesmes, esisten traces de que ta perdiendo masa estelar.
Kappa Cancri
Kappa Cancri (κ Cnc / 76 Cancri / HD 78316) ye un sistema estelar na constelación de Cáncer, el cámbaru, asitiáu a unos 484 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Nun primer aproximamientu, Kappa Cancri ta formada por dos estrelles visualmente dixebraes apenes 0,3 segundos d'arcu. La estrella principal del sistema, llamada Kappa Cancri A, ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8 catalogada como xigante. Con una temperatura superficial de 13.470 K, la so lluminosidá ye 315 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 3,3 vegaes el radiu solar, parámetros más acordes con una estrella de la secuencia principal que con una verdadera xigante. Ye una estrella de mercuriu-manganesu con una bayura de mercuriu 43.000 vegaes mayor que nel Sol; amás ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum.
Kappa Cancri B ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A, con una temperatura de 8500 K y una lluminosidá 11 vegaes mayor que'l Sol. El so radiu ye 1,6 vegaes más grande que'l radiu solar y la so masa casi'l doble que la del Sol. La separación mínima con Kappa Cancri A ye de 42 UA, y el so periodu orbital ye de siquier 114 años.
Kappa Canis Majoris
Kappa Canis Majoris (κ CMa / 13 Canis Majoris / HD 50013) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +3,51.
Nun tien nome propiu habitual pero en China, xunta a Aludra (η Canis Majoris) y a estrelles de Puppis, yera conocida como Hoo She, «l'arcu y la flecha».
Alcuéntrase aprosimao a 790 años lluz del Sistema Solar.
Kappa Canis Majoris ta catalogada na base de datos SIMBAD como una subxigante de tipu espectral B1.5IVe, anque dellos autores considerar una estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 24.100 K y ye unes 34.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El radiu y la masa de Kappa Canis Majoris son difíciles d'evaluar.
D'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, tien un radiu 6 vegaes más grande qu'el del Sol, anque pa una estrella de la secuencia principal tendría de ser inferior a esti valor.
Con una masa en redol a 10 mases solares, la so edá envalórase en 11 millones d'años.
Kappa Canis Majoris rota bien apriesa; distintes midíes establecen la so velocidá de rotación ente 220 y 243 km/s, entendiendo esti valor como una llende inferior.
De resultes d'ello, ye una estrella Be —similar, por casu, a Gomeisa (β Canis Minoris)—, siendo Kappa Canis Majoris una d'estrellar Be más brilloses del hemisferiu sur.
Estudios de interferometría punxeron de manifiestu que'l discu de materia que lo arrodia ye asimétricu.
Kappa Capricorni
Kappa Capricorni (κ Cap / 43 Capricorni) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,74.
Xuntu a Nashira (γ Capricorni), Deneb Algedi (δ Capricorni), ε Capricorni y otres estrelles d'Acuariu y Piscis, en China formaben Luy Pei Chen, «el campu atrincherao».
Kappa Capricorni ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5033 - 5038 K.
Ye 87 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu, calculáu per aciu modelos teóricos, ye 12 vegaes más grande qu'el radiu solar, ente que la midida directa del so diámetru angular nuna tapecimientu llunar (1,80 ± 0,30 milisegundos d'arcu) conduz a un radiu 17 vegaes mayor qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,7 km/s.
Kappa Capricorni esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— notablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,43), prácticamente un terciu de la de la nuesa estrella.
Tien una masa envalorada de casi trés mases solares y una edá ente 340 y 560 millones d'años.
Alcuéntrase a 294 años lluz (90 pársecs) de distancia del Sistema Solar.
Kappa Cassiopeiae
Kappa Cassiopeiae (κ Cas / 15 Cassiopeiae / HD 2905 / HR 130) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,17. Ye una superxigante azul de tipu espectral B1Iae.
Anque namái la novena más brillosa de la constelación, Kappa Cassiopeiae ye una estrella estraordinariamente lluminosa, unes 420.000 vegaes más qu'el Sol.
Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la Tierra tendría que tar 650 vegaes más alloñada de como ta güei por que'l ser humanu pudiera sobrevivir.
Solamente la gran distancia que nos dixebra d'ella, en redol a 4100 años lluz, fai que nun sía una de les estrelles más brilloses del firmamentu.
Amás de ser bien caliente —tien una temperatura de 24.000 K—, Kappa Cassiopeiae ye una estrella bien masiva, con una masa de 40 mases solares nel momentu de la so formación.
Anguaño, debíu al vientu estelar de más de 1000 km/s que sopla dende la so superficie, pierde masa a razón de 2 millonésimes de la masa solar cada añu; esta perda de masa estelar ye más de 10 millones de vegaes mayor que la causada nel Sol pol vientu solar.
Estrelles asina tienen una vida bien curtia; la edá de Kappa Cassiopeiae envalórase nunos 5 millones d'años, y yá ta na fase final de la so evolución, probablemente tresformando heliu en carbonu nel so nucleu. Esti tipu d'estrelles son llixeramente variables, tando clasificada como una variable Alfa Cygni.
Ye seguro'l so final como supernova y ta na llende nel cual el nucleu remanente estelar pueda colapsar nun furacu prietu.
Kappa Centauri
Kappa Centauri (κ Cen / HD 132200) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Centauru. 
En China yera conocíu como Ke Kwan, «l'oficial de caballería».
Tien magnitú aparente +3,13 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 383 años lluz del Sistema Solar.
Al igual qu'estrelles como ν Centauri o γ Lupi, forma parte de la Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus (UCL).
La componente principal del sistema (Kappa Centauri Aa) ye una estrella caliente, catalogada como subxigante, que'l so tipu espectral ye B2IV.
Con una temperatura superficial de 19.845 K, la so lluminosidá bolométrica —en tol espectru electromagnéticu— ye 3500 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 5 vegaes más grande qu'el radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de namái 20 km/s —lenta pa una estrella de les sos carauterístiques—, lo que supón que el so periodu de rotación ye, a lo más, de 13 díes.
Tien una masa de 7,5 mases solares y propúnxose que nun ye una verdadera subxigante sinón una estrella de 22 millones d'años d'edá entá na secuencia principal.
Mui cerca d'ella —la separación visual ye d'una décima de segundu d'arcu—, puede reparase una primer compañera denominada Kappa Centauri Ab.
Probablemente ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V con una temperatura de 9500 K.
190 vegaes más lluminosa que'l Sol, envalórase que la so masa puede ser 3 vegaes mayor que la masa solar.
La separación ente dambes estrelles ye d'aprosimao 12 UA y el periodu orbital d'unos 12 años.
Ye una nana naranxa de tipu K2V la cual, asumiendo que la so masa ye 3/4 partes de la del Sol, orbita a 470 UA de Kappa Centauri Aa-Ab.
Emplega más de 3000 años —3450 años según otru estudiu— en completar el so órbita.
Kappa Ceti
Kappa Ceti (κ Cet) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Cetus:
Kappa Coronae Borealis
Kappa Coronae Borealis (κ CrB / 11 Coronae Borealis / HD 142091) ye una estrella na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +4,82. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar en redol a esta estrella.
Asitiada a 99 años lluz del Sistema Solar, Kappa Coronae Borealis ye una subxigante naranxa de tipu espectral K1IVa con una temperatura superficial de 4844 ± 25 K y una lluminosidá equivalente a 14 soles.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— similar a la del Sol ([Fe/H] = +0,07).
Con una masa 1,8 vegaes mayor que la masa solar, nel pasáu foi una estrella blanca de la secuencia principal.
Al escosar el so hidróxenu internu, empezó a evolucionar escontra una verdadera xigante, siendo'l so radiu actual 4,7 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so edá averada ye de 2500 millones d'años.
En 2007 dar a conocer la esistencia d'un planeta xovianu (Kappa Coronae Borealis b) que la so masa mínimo, cuidao que se desconoz l'enclín de la órbita, ye 1,8 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Completa una órbita cada 1191 díes (3,26 años) y muévese a 2,7 UA de la estrella. Anque nel futuru la estrella va espandir hasta l'equivalente a la órbita terrestre, el planeta ta lo suficientemente alloñáu pa nun ser destruyíu. La presencia d'un planeta en redol a una estrella que nel pasáu foi de tipu A —más masives qu'el Sol y frecuentemente arrodiaes por un discu circumestelar— demuestra qu'estes estrelles tamién pueden allugar sistemes planetarios.
Kappa Delphini
Kappa Delphini (κ Del / 7 Delphini) ye una estrella na constelación del Delfín.
De magnitú aparente +5,05, ye la octava estrella más brillosa na constelación.
Kappa Delphini ye una subxigante mariella de tipu espectral G5IV con una temperatura efectivo de 5750 K.
Ye 7,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 10 km/s.
Esibe un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,09.
Tocantes a la so bayura relativa de azufre —elementu sintetizáu n'estrelles bien masives na hestoria temprana de la galaxa—, la rellación [S/Fe] ye igual a -0,12.
Con una masa de 1,4 mases solares, la so edá envalorada ye de 2800 - 3000 millones d'años.
Kappa Delphini tien una distante compañera estelar, denominada HD 196794 (HIP 101932), visualmente a 214 segundos d'arcu.
La separación real ente dambes estrelles ye igual o superior a 6400 UA.
Kappa Draconis
Kappa Draconis (κ Dra / 5 Draconis / HD 109387) ye una estrella de la constelación de Draco.
De magnitú aparente +3,88, ta asitiada a 498 años lluz del Sistema Solar. Forma una doble óptica con 6 Draconis, visualmente a 15 minutos d'arcu, siendo la distancia averada ente elles de 30 años lluz. N'ocasiones ye referida col nome propiu de Ketu, alusivu a la cola del Dragón».
Kappa Draconis ta catalogada como una xigante azul de tipu espectral B6IIIpe con una temperatura efectivo de 14.000 K. La «"y"» indica emisiones a ciertes llonxitú d'onda na so espectru, yá que Kappa Draconis ye una estrella Be arrodiada d'un discu en rotación qu'ella mesma creó. Coles mesmes, ta clasificada como «estrella con envoltura», qu'implica que'l gruesu discu ta aprosimao dispuestu según la llinia de visión. La presencia d'un discu d'estes carauterístiques siempres ta acomuñáu a una alta velocidá de rotación; nel casu de Kappa Draconis, la so velocidá de rotación ecuatorial pue ser cimera a 250 km/s.
La lluminosidá de Kappa Draconis ye 1400 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 6,4 vegaes más grande qu'el radiu solar. Dientro de los próximos 500.000 años, Kappa Draconis va evolucionar escontra una xigante colorada y el so rellumu va ser el doble que l'actual.
Esiste evidencia espectroscópica de que Kappa Draconis pue ser una estrella binaria con un periodu orbital de 0,89 díes; sicasí, la posible acompañante foi cuestionada, una y bones les variaciones pueden ser debíes a la mesma rotación de la estrella.
Kappa Fornacis
Kappa Fornacis (κ For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +5,80.
Alcuéntrase a 71 años lluz de distancia del Sistema Solar y puede ser miembru del Grupu de movimientu de IC 2391 —conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu al traviés del espaciu—, al que tamién pertenecen Tabit (π Orionis) y V337 Carinae, ente otres.
Kappa Fornacis ye una análoga solar, esto ye, una estrella con unes carauterístiques de temperatura, metalicidá o presencia de compañeres estelares cercanes similares a les del Sol.
Del mesmu tipu espectral que'l Sol, G2V, ye una nana mariella que la so temperatura efectivo ye de 5748 K.
La midida de la so metalicidá ye bien asemeyada a la solar, siendo la so masa igual a 1,15 mases solares. La so edá envalorada tópase dientro del rangu entendíu ente 5420 y 6760 millones d'años, —lo que correspuende a una antigüedá de 800 - 2000 millones d'años mayor que la del Sol—, magar el so periodu de rotación de namái 9 díes (compárese colos 26 díes qu'emplega'l Sol en dar un xiru completu) paez suxurir una edá significativamente menor.
Piénsase que Kappa Fornacis ye una estrella binaria que la so compañera, unes 12 vegaes más tenue que la estrella principal, alcuéntrase visualmente a 0,47 segundos d'arcu. Los parámetros orbitales envaloraos del sistema son 10,9 UA pal semiexe mayor y un periodu orbital de 25 años.
Kappa Geminorum
Kappa Geminorum (κ Gem / 77 Geminorum / HD 62345) ye una estrella binaria na constelación de Xéminis.
Anque nun tien nome propiu habitual, en astronomía china se la llapada 積薪 (Jīxīn), «pila de lleña», yá que marca'l asterismo del mesmu nome dientro de la constelación de Jǐng.
El sistema alcuéntrase a 141 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal, Kappa Geminorum A, ye una xigante mariella de tipu espectral G8III y magnitú aparente +3,57.
La so temperatura efectivo ye de 4990 K y relluma con una lluminosidá 74 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 11,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 5 km/s, dando llugar a un periodu de rotación que puede durar hasta 115 díes.
Con una masa de 2,7 mases solares, tien una edá averada de 500 millones d'años.
Separada visualmente 7,5 segundos d'arcu de la estrella primaria, la so compañera estelar, Kappa Geminorum B, tien magnitú aparente +8,2.
Nos postreros 200 años la separación visual ente dambes estrelles apenes varió 2,5 segundos d'arcu, lo que suxure que se trata d'un verdaderu sistema binariu, magar con un llargu periodu orbital que supera los 3000 años.
Kappa Geminorum B ye probablemente una nana mariella de tipu G4 que la so actividá magnética xenera los rayos X provenientes del sistema.
Kappa Herculis
Kappa Herculis (κ Her / 7 Herculis) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Hércules:
Separaes visualmente 27 segundos d'arcu, dambes estrelles paecen nun tar físicamente rellacionaes. Una tercer estrella, 8 Herculis, forma una doble óptica con Kappa Herculis A y B.
Kappa Herculis A
Kappa Herculis A (κ Herculis A / 7 Herculis A / HD 145001 / HR 6008) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +5,00.
Visualmente separada 27 segundos d'arcu de Kappa Herculis B, anguaño piénsase que les dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica.
Ente que Kappa Herculis A alcuéntrase a 388 años lluz del Sistema Solar, Kappa Herculis B alcuéntrase a 471 años lluz, magar esta postrera midida ta acomuñada a un ampliu marxe d'erru.
Los dos estrelles son dacuando conocíes como Marsik o Marsic —«el coldu» en árabe, pola so posición na figura del héroe—, nome utilizáu tamién pa designar a λ Ophiuchi.
Kappa Herculis A ye una xigante mariella de tipu espectral G8 III con una temperatura de 4990 K. La so lluminosidá ye 150 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, como xigante que ye, tien un diámetru 16 vegaes más grande qu'el del Sol. El so periodu de rotación ye igual o inferior a 80 díes.
Tien una metalicidá un 30% inferior a la del Sol.
La so masa ye 3 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 400 millones d'años.
Per otra parte, una tenue estrella de magnitú +13,6 a pocu más d'un minutu d'arcu de Kappa Herculis A, sí paez formar un sistema binariu con ella.
Probablemente sía una nana naranxa, dixebrada siquier 7500 UA de la brillosa xigante mariella, que'l so periodu orbital taría percima de los 340.000 años.
Kappa Herculis B
Kappa Herculis B (κ Herculis B / 7 Herculis B / HD 145000 / HR 6009) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +6,23.
Visualmente separada 27 segundos d'arcu de Kappa Herculis A, anguaño piénsase que les dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes, constituyendo una doble óptica, esto ye, a cencielles atópense na mesma llinia de visión.
Ente que Kappa Herculis B alcuéntrase a 471 años lluz del Sistema Solar, Kappa Herculis A tópase a 388 años lluz.
Los dos estrelles reciben dacuando'l nome de Marsik o Marsic —«el coldu» en árabe, pola so posición na figura del héroe—, utilizáu tamién pa designar a λ Ophiuchi, esta postrera más conocida como Marfik.
Kappa Herculis B ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4650 K. La so lluminosidá ye 70 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un diámetru 13 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una metalicidá un 30% superior a la del Sol y, con una masa de 2,5 mases solares, la so edá envalórase en 700 millones d'años.
Kappa Ophiuchi
Kappa Ophiuchi (κ Ophiuchi / 27 Ophiuchi / HD 153210) ye una estrella na constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +3,20.
Dacuando ye conocida como Helkath, nome hebréu-árabe que significa «campu de batalla».
Asitiada a 86 años lluz del Sistema Solar, Kappa Ophiuchi ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura de 4655 K.
Relluma con una lluminosidá bolométrica 53 vegaes mayor que la del Sol.
La midida directa del so diámetru angular, una vegada correxida pol efectu debíu al escurecimientu de llimbu, ye de 3,85 milisegundos d'arcu.
El so diámetru, calculáu a partir d'esti valor, ye 14 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo una estrella asemeyada a Cebalrai (β Ophiuchi), nesta mesma constelación.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,16 km/s.
Con una metalicidá asemeyada a la solar, puede tener una edá entendida ente 5000 y 7200 millones d'años.
Como n'otres xigantes similares, nel so nucleu tien llugar la fusión nuclear de heliu en carbonu y oxíxenu.
La so alta velocidá relativa respectu al Sol —68 km/s, valor cuatro vegaes superior a la media— suxure que vien de una rexón distinta de la galaxa.
Anque Kappa Ophiuchi apaez catalogada como estrella variable, observaciones realizaes pol satélite Hipparcos paecen refutar dicha variabilidá.
Kappa Pegasi
Kappa Pegasi ye un sistema estelar triple, visualmente son xebrables dos: Kappa Pegasi A y Kappa Pegasi B, dambes tán dixebraes por una distancia media angular de 0,235 segundos d'arcu y un ángulu de posición de 308º30', afayáu por W. Sherburne Burnham en 1880. Dambes estrelles orbitan cada 11,6 años con un semiexe mayor de 0,4 segundos d'arcu.
La magnitú aparente y conxunto del sistema ye de + 4,13, siendo en términos absolutos, la más brillosa de dambes, Kappa Pegasi B.
Kappa Pegasi B ye de la mesma un sistema binariu espectroscópico, denominaos Kappa Pegasi Ba y Bb respectivamente y se orbitan ente si en seis díes.
Tradicionalmente, na astronomía china recibe'l nome de Jih, que ye'l nome que tamién recibe'l Sol y que comparte cola estrella λ librae pol so color amarellentáu.
Kappa Persei
Kappa Persei (κ Per) ye una estrella nel constelación Perséu. Tien el nome tradicional Misam.
Misam pertenez a la K0 tipu espectral y tien una magnitú aparente de 3,8. Ta a 112 años lluz de la Tierra. Kappa Persei ye un sistema d'estrella triple que consiste nuna estrella doble espectroscópica con una amplia compañera.
Kappa Phoenicis
Kappa Phoenicis (κ Phe / HD 2262 / HR 100) ye una estrella na constelación de Fénix.
Tien magnitú aparente +3,90 y alcuéntrase a 77 años lluz del Sistema Solar.
Kappa Phoenicis ye una estrella blanca, indistintamente catalogada como subxigante de tipu espectral A5 IV o como estrella de la secuencia principal de tipu A7 V.
Tien una temperatura efectivo de 9506 K y una lluminosidá 12 vegaes superior a la del Sol.
Tien una metalicidá daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,07).
Al igual qu'otres estrelles calientes, Kappa Phoenicis rota apriesa; la so velocidá de rotación ye de siquier 225 km/s.
La so masa ye 2,9 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 690 millones d'años.
Tien una diámetru un 70% más grande qu'el del Sol.
Al igual qu'estrelles como Fomalhaut (α Piscis Austrini) y Denébola (β Leonis), Kappa Phoenicis presenta un escesu nel infrarroxu, tantu a 24 como a 70 μm, atribuyible a la presencia d'una cinturón de planetesimales.
Modelos teóricos asitien esta cinturón a 28 UA de la estrella, una separación escepcionalmente baxa pa una estrella de la so edá, lo que foi atribuyíu a l'acción del efectu Poynting-Robertson (P-R).
Kappa Piscium
Kappa Piscium (κ Psc / 8 Piscium / HD 220825) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,94. Forma una doble óptica con 9 Piscium, visualmente a 10 minutos d'arcu, tando dambes estrelles a distinta distancia de nós. Kappa Piscium alcuéntrase a 162 años lluz del Sistema Solar.
Kappa Piscium ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0p, onde la «p» indica que ye una estrella peculiar; estes estrelles presenten campos magnéticos intensos inclinaos respectu al exa de rotación. La espardimientu d'elementos químicos xunida a la presencia de grandes manches estelares da llugar a elevaos conteníos de ciertos elementos —nesti casu estronciu—, qu'entren y salen del campu de visión conforme la estrella xira. Nel casu de Kappa Piscium el periodu de rotación ye inciertu; diverses midíes cifrar en 0,58, 1,14 y 1,42 díes, siendo probablemente esti postreru'l valor correctu. Asumiendo que la so exa ta inclináu 37º respectu al planu del cielu, la so verdadera velocidá de rotación ye de 66 km/s. El so campu magnéticu ye variable, con un valor mediu 300 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre. Como munches estrelles d'esti tipu ye una estrella variable de tipu Alfa2 Canum Venaticorum, con una variación de rellumu de 0,05 magnitúes.
La temperatura efectivo de Kappa Piscium ye de 9225 K, siendo 23 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Con una masa 2,1 vegaes mayor que la masa solar, tien una edá de 370 millones d'años, aprosimao un 37% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Kappa Reticuli
Kappa Reticuli (κ Ret) ye una estrella asitiada na constelación de Reticulum.
De magnitú aparente +4,71, ye la sesta más brillosa na so constelación.
Kappa Reticulum ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Non bien distinta de la conocida Procyon (α Canis Minoris), tien una temperatura efectivo de 6771 K, siendo'l so lluminosidá 4,7 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre si mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 13,2 km/s y el so periodu de rotación ye igual o inferior a 6,9 díes.
Ye más masiva qu'el nuesu Sol —envalórase que la so masa ye un 40% mayor que la masa solar— y tien una edá entendida ente 1300 y 1800 millones d'años.
Tocantes a el so metalicidá, presenta una bayura relativa de fierro inferior de la del Sol ([Fe/H] = -0,27), enclín reparáu na totalidá de los elementos evaluaos.
El cobre, con un conteníu equivalente al 13% del que tien el Sol, ye'l metal más deficitario.
Otra manera, la so bayura de litiu ye log[Li] = 1,70, mayor que nel Sol.
Kappa Reticuli alcuéntrase a 70,7 años lluz del Sistema Solar.
Forma parte del «supercúmulo de les Híades», grupu d'estrelles rellacionáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
Otros miembros d'esti grupu son κ Tucanae, 61 Piscium y 47 Arietis, toes elles de carauterístiques asemeyaes a Kappa Reticuli.
Per otra parte, Kappa Reticuli paez tener una compañera estelar separada visualmente d'ella 54 segundos d'arcu.
Denominada LHS 1552, ye una nana colorada de tipu M0.5 y magnitú aparente +10,68.
Tien una temperatura superficial de 3750 K y una lluminosidá equivalente a 1/15 de la del Sol.
El so radiu equival al 57% del radiu solar.
Kappa Serpentis
Kappa Serpentis (κ Ser / 35 Serpentis / HD 141477 / HR 5879) ye una estrella de magnitú aparente +4,11. Asitiada na constelación de Serpens en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, falta 348 años lluz del Sistema Solar.
Kappa Serpentis ye una xigante colorada de tipu espectral M0.5III. La midida del so diámetru angular, xunida a la distancia a la que s'atopa, dexa envalorar un diámetru 71 vegaes más grande qu'el diámetru solar y una temperatura de 3575 K, notablemente inferior a la esperada pol so tipu espectral.
Sicasí, al considerar una temperatura más típico de 3800 K, el so diámetru sería 66 vegaes mayor que'l diámetru solar y la so lluminosidá equivaldría a 820 soles. La so masa ta entendida ente 2 y 2,5 mases solares, dependiendo de la temperatura considerao.
En cualesquier de los dos casos, Kappa Serpentis atopar nun picu de luminosidad enantes d'empezar la fusión de heliu en carbonu y oxíxenu; a partir d'esi momentu'l so rellumu y el so tamañu van menguar conforme l'heliu se vaya tresformando. Anque esti tipu d'estrelles pueden ser inestables, nun esiste evidencia firme sobre la variabilidá de Kappa Serpentis.
Kappa Tauri
Kappa Tauri (κ Tau) ye una estrella múltiple na constelación de Tauru que puede tar formada por siquier seis componentes. Les estrelles principales, separaes visualmente 5,6 minutos d'arcu, son κ Tauri (65 Tauri), de magnitú aparente +4,21, y κ Tauri (67 Tauri), de magnitú aparente +5,28. Formen parte del cúmulu de les Híades y atópense a 153 años lluz de distancia del Sistema Solar.
κ Tauri ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV con una temperatura efectivo de 8290 K. La so lluminosidá ye 34 vegaes superior a la del Sol y el so radiu ye 2,9 vegaes mayor qu'el radiu solar, lo que dexa envalorar la so masa nunes 2,2 mases solares. Por aciu tapecimientu llunar sábese que κ Tauri ye una estrella binaria.
κ Tauri tamién tien tipu espectral A7V, pero ye una estrella de la secuencia principal con una temperatura daqué inferior, 7600 K. La so lluminosidá ye 13 vegaes superior a la solar con un radiu 2,1 vegaes mayor qu'el del Sol, siendo la so masa d'aprosimao 1,8 mases solares. Tanto κ Tauri como κ Tauri son estrelles variables Delta Scuti.
Anque κ Tauri y κ Tauri mover de forma similar al traviés del espaciu, cuidao que la separación real ente dambes ye de siquier 16.000 UA, nun paecen formar una verdaderu sistema binariu. Visualmente ente elles, alcuéntrase otra estrella binaria, que les sos componentes, Kappa Tauri C y Kappa Tauri D (ADS 3201), tienen magntud 9, tando separaes 5,3 segundos d'arcu ente sigo y 183 segundos d'arcu de κ¹ Tauri. Completen el sistema dos compañeres de magnitú 12, Kappa Tauri Y, a 136 segundos d'arcu de κ¹ Tauri, y Kappa Tauri F, a 340 segundos d'arcu de κ² Tauri.
Kappa Tucanae
Kappa Tucanae (κ Tuc / HD 7788) ye una estrella binaria na constelación de Tucana.
Forma una estrella cuádruple con otra binaria denominada Gliese 55.1 (GJ 55.1).
El sistema alcuéntrase a 67 años lluz del Sistema Solar y ye miembru —al igual que Botein (δ Arietis) o ι Horologii— del «supercúmulu de les Híades», ampliu grupu d'estrelles que comparten coles Híades el mesmu movimientu al traviés del espaciu.
Dientro de la primera binaria, la estrella más brillosa ye Kappa Tucanae A (GJ 9049 A / SAO 248346), con magnitú aparente +4,86.
Ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V con una temperatura efectivo de 6339 K.
Ye 3,9 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una masa de 1,25 mases solares.
La midida de la velocidá de rotación proyeutada nesta binaria —111 km/s— probablemente correspuende a la d'esta estrella.
La so compañera estelar, Kappa Tucanae B (GJ 9049 B / SAO 248345), ye una nana naranxa de magnitú +7,58.
El periodu orbital d'esta binaria nun ye bien conocíu, pero paez tar nel rangu de 846 - 1222 años.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye asemeyáu a la solar ([Fe/H] = +0,03) y la so edá más probable ye de 2300 millones d'años.
La so lluminosidá conxunta equival al 58% de la lluminosidá solar y la so metalicidá paez ser inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,30).
Esta binaria tien un periodu orbital de 86,6 años, bien inferior al de Kappa Tucanae.
La separación visual ente Kappa Tucanae y Gliese 55.1 ye de 319 segundos d'arcu y cada una de los dos binaries emplega unos 275.000 años en completar una órbita alredor del centru de mases común.
Kappa Velorum
Kappa Velorum (κ Vel / HD 81188 / HR 3734) ye una estrella de la constelación Vela, la vela del navío Argo, la cuarta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +2,47. Tamién recibe'l nome tradicional de Markeb o Markab, más utilizáu pa designar a la estrella α Pegasi. Ye la estrella menos brillosa de la Falsa Cruz, asterismo que forma al pie de δ Velorum, Avior (ε Carinae) y Aspidiske (ι Carinae).
Kappa Velorum ye una estrella blancu-azulada —inda na secuencia principal o subxigante— de tipu espectral B2IV-V que se topa a unos 540 años lluz del Sistema Solar. La so lluminosidá ye equivalente a la de 18.400 soles, una vegada considerada la gran cantidá d'enerxía emitida nel ultravioleta, yá que ye una estrella bien caliente que la so temperatura ye del orde de 22.300 K.
Tien un radiu 9,1 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 52 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación inferior a 8,7 díes.
La so masa envalórase en 10 o 11 masa solares. Al ser tan masiva, con una edá envalorada de 16 a 20 millones d'años, ta entrando yá na fase final de la so vida.
Kappa Velorum ye una binaria espectroscópica, que la so compañera completa una órbita alredor d'ella cada 116,65 díes. La distancia media ente dambes ye de siquier 0,5 UA. Ye, amás, una fonte emisora de rayos X, desconociéndose si la radiación provién de la estrella visible o del so acompañante.
Como interés hai de solliñar que, a namái dos graos del polu sur celeste de Marte, pue ser considerada como la estrella polar del sur d'esti planeta.
Kappa1 Ceti
Kappa1 Ceti (κ Cet / 96 Ceti / HD 20630 / HR 996) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,83. Anque comparte la denominación «"Kappa"» con Kappa2 Ceti, nun esiste rellación física ente los dos estrelles. Ente que Kappa1 Ceti ye una estrella relativamente próxima asitiada a 29,9 años lluz del Sistema Solar, Kappa2 Ceti ta unes 10 vegaes más alloñada.
Kappa1 Ceti ye una nana mariella de tipu espectral G5Vv —la "v" indica que ye una estrella variable— con una temperatura superficial de 5690 K y una lluminosidá del 85% de la del Sol. Con valores de diámetru y masa llixeramente inferior a los del Sol —96% y 90% respectivamente—, el so metalicidá ye significativamente menor que la solar, namái un 10% de la mesma.
La variabilidá de Kappa1 Ceti débese a la rotación de la estrella, que fai que ciertes traces magnétiques —como manches estelares— entren y salgan del campu de visión. Ello produz una pequeña variación, conocida dende va tiempu, cada 9,2 o 9,3 díes. Amás reparóse un segundu periodu superpuestu de 8,9 díes, que tien de tar causáu por un llurdiu estelar próxima al ecuador que, por cuenta de la rotación diferencial, xira daqué más apriesa. L'alta velocidá de rotación de Kappa1 Ceti, de siquier 4,64 km/s nel so ecuador, indica que ye una estrella relativamente nueva, con una edá en redol a 800 millones ya inclusive 650 millones d'años.
Coles mesmes, Kappa1 Ceti tien un ciclu d'actividá de manches estelares, probablemente non bien distintu de la solar, cada 5,6 años. Amás emite grandes fogarales, unes 10 - 10 más enerxétiques qu'una eyección de masa coronal típica nel Sol.
Kappa1 Lupi
Kappa1 Lupi —o a cencielles Kappa Lupi— (κ Lup / HD 134481 / HR 5646) ye una estrella na constelación de Lupus de magnitú aparente +3,85.
Comparte la denominación de Bayer "Kappa" con Kappa2 Lupi, estrella de magnitú +5,70 con un movimientu propiu similar.
De tipu espectral B9.5Vne, Kappa1 Lupi ye, al igual qu'el Sol, una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu nel so interior. Sicasí, ye una estrella muncho más caliente con una temperatura efectivo de 11.700 K y ye 151 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so diámetru ye 2,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar y rota con una velocidá de 146 km/s, magar esti ye namái la llende inferior; el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Ye una estrella Be que desenvolvió un discu circumestelar de materia pola perda de masa estelar nel so ecuador.
3,2 vegaes más masiva que'l Sol, tien una edá averada de 195 millones d'años.
Al contrariu qu'otres estrelles calientes de Lupus, Kappa1 Lupi nun forma parte de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus. La so distancia al respective de nós, 182 años lluz, ye daqué menos de la metá de la d'otres estrelles —como α Lupi y β Lupi— que sí pertenecen a dicha asociación. 
Kappa2 Ceti
Kappa2 Ceti (κ Cet / 97 Ceti / HD 20791 / HR 1007) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +5,69. Comparte denominación de Bayer «"Kappa"» con Kappa1 Ceti, pero nun esiste rellación física ente los dos estrelles.
Kappa2 Ceti ta a 290 años lluz del Sistema Solar.
Kappa2 Ceti ye una xigante mariella de tipu espectral G8.5III que la so temperatura superficial ye d'aprosimao 4980 K.
Relluma con una lluminosidá 44 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —0,89 ± 0,01 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, que resulta ser 8,5 vegaes más grande qu'el del Sol, más bien pequeñu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Puede considerar una versión menor d'otres conocíes xigantes marielles como Vindemiatrix (ε Virginis) o Capella A (α Aurigae), yá que la so lluminosidá ye pocu más de la metá de la d'éstes.
Tien una masa de 2,4 mases solares y la so edá envalórase ente 650 y 950 millones d'años.
Kappa2 Ceti amuesa una metalicidá más alta que la del Sol, siendo la so bayura relativa de fierro un 28% mayor que la d'ésti ([Fe/H] = +0,11).
Los niveles d'elementos como calciu y níquel tán na mesma llinia y namái el lantanu presenta ciertu emprobecimientu respectu al nivel solar.
Kaus Australis
Kaus Australis (Épsilon Sagittarii / ε Sgr / 20 Sgr) ye la estrella más brillosa de la constelación de Saxitariu y la trigésimisexta del cielu nocherniegu,anque ostente la denominación de Bayer «"épsilon"», quinta lletra del alfabetu griegu.
Ye una estrella doble con una componente bien lluminosa de magnitú aparente +1,79 y otra muncho más tenue de magnitú 14.
El nome de Kaus Australis tien un orixe mistu: "Kaus" provién del árabe y significa «arcu», ente que "Australis" provién del llatín y significa «del sur».
Xuntu a Nash (γ Sagittarii) y Kaus Meridionalis (δ Sagittarii), en llingua acadia esta estrella yera "Ensin-nun‑el to" o "Si-nu-nu‑tum", «la golondrina».
Na antigua Arabia, tamién al pie de Nash y Kaus Meridionalis y amás con η Sagittarii, formaba "Al Na'am al Warid", «les avestruces diendo», en referencia a que cruciaben el ríu celestial —la Vía Lláctea—.
Nel Éufrates pudo ser llamada "Nibat Anu".
Asitiada a 145 años lluz en dirección al centru de la Galaxa, Kaus Australis A ta catalogada como una xigante blancu-azulada de tipu espectral B9.5III con una temperatura superficial de 9200 K. La so lluminosidá ye 375 vegaes mayor que la solar, más alta que la que cabría esperar pa una xigante de les sos carauterístiques, polo que tamién foi clasificada como xigante lluminosa. El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular, ye 7 vegaes mayor qu'el radiu solar. Escosáu yá'l so combustible de hidróxenu, probablemente tien un nucleu de heliu inerte que se ta contrayendo y caleciendo enantes d'empezar el so fusión en carbonu y oxíxenu.
La so edá envalorada ye de 300 millones d'años.
Kaus Australis presenta un baxu conteníu en metales, que puede debese a qu'éstos s'atopen na parte interna de la estrella, invisibles a la observación directa en virtú d'una envoltura esterior de gas formada pola so alta velocidá de rotación, 70 vegaes mayor que la del Sol.
Kaus Borealis
Kaus Borealis (λ Sagittarii / λ Sgr / 22 Sagittarii) ye una estrella de la constelación de Saxitariu de magnitú aparente +2,81.
Kaus Borealis ta asitiada na parte cimera del arcu, d'onde provién el so nome: "Kaus", del árabe «arcu», y "Borealis" del llatín «boreal», «nel norte». Debaxo atópense les otres estrelles del arcu, Kaus Medius (δ Sagittarii) y Kaus Australis (ε Sagittarii).
Xuntu a Polis (μ Sagittarii) pue ser el "Anu-nin-tum" acadio, acomuñáu cola diosa Ishtar.
Xusto al oeste de Kaus Borealis y enriba de la Nebulosa de la Llaguna asítiase'l solsticiu d'iviernu, el puntu más meridional del percorríu del Sol al traviés del cielu.
Tando cerca de la eclíptica, Kaus Borealis dacuando ye despintáu pola Lluna y dacuando por planetes. L'últimu planeta que la despintó foi Venus el 19 de payares de 1984 y enantes facer Mercuriu el 5 d'avientu de 1865.
Kaus Borealis ta a 77 años lluz del Sistema Solar. Dientro de 432.000 años va tener llugar el so máximu acercamientu a la Tierra, cuando va tar a 35 años lluz; nesi momentu, el so rellumu va algamar magnitú +1,06.
Kaus Borealis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1IIIb similar a Pólux (β Geminorum).
Con una temperatura superficial de 4700 K, tien una lluminosidá 52 vegaes mayor que la del Sol. La midida del so diámetru angular, 0,0044 segundos d'arcu, dexa calcular el so radiu, 11 vegaes más grande qu'el radiu solar. Coles mesmes ye una fonte de rayos X, lo qu'indica que tien cierta actividá magnética. Tien una masa averada de 2,3 mases solares.
La composición química de Kaus Borealis ye asemeyada a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— [M/H] = -0,04.
Kaus Medius
Kaus Medius (δ Sagittarii / δ Sgr / 19 Sagittarii) ye una estrella de magnitú aparente +2,72, la cuarta más brillosa na constelación de Saxitariu. Visualmente forma parte del arcu de Saxitariu, tando asitiada ente Kaus Australis (ε Sagittarii) y Kaus Borealis (λ Sagittarii). D'ende provién el so nome: "Kaus" del árabe «arcu» y "medius" del llatín, indicando la so posición entemedia nel arcu. Tamién ye conocida como Kaus Media y Kaus Meridionalis.
Kaus Medius ye una xigante naranxa de tipu espectral K3IIIa especialmente lluminosa, yá que relluma con una lluminosidá 1180 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so temperatura superficial de 4300 K ye averada, una y bones ésta nunca foi midida directamente. Tamién destaca pol so tamañu, siendo'l so radiu 62 vegaes más grande qu'el radiu solar; asitiada nel llugar del Sol, estiéndese hasta 3/4 partes de la órbita de Mercuriu.
Con una masa 5 vegaes mayor que la del Sol, nel so nucleu probablemente tien llugar la fusión nuclear de heliu en carbonu.
Tien una metalicidá similar a la solar ([Fe/H] = -0,01).
Visualmente Kaus Medius tien trés compañeres tenues:
Nun se sabe con certeza si estes estrelles tán físicamente rellacionaes con Kaus Medius o a cencielles tán na mesma llinia de visión. Per otra parte, esiste cierta evidencia espectroscópica de que tamién puede esistir una compañera cercana, lo que pudiera tar rellacionáu cola so incierta clasificación como estrella de bariu «leve» —una estrella que foi contaminada con elementos pesaos procedentes d'una compañera yá evolucionada—.
Kaus Medius alcuéntrase a 347 años lluz del Sistema Solar y dientro de 2,6 millones d'años va tener llugar el so máximu acercamientu a la Tierra —va tar a 245 años lluz—, momentu en qu'el so rellumu va algamar magnitú +1,96.
Kepler-11
Kepler-11 ye una estrella asemeyada al Sol con un sistema de siquier seis exoplanetas con órbites de periodu curtios, anuncióse'l 2 de febreru de 2011. Ta na dirección de la constelación de Cygnus y cerca de 2.000 años lluz de distancia. Afayóse pol Telescopiu Espacial Kepler. Los planetes nomáronse alfabéticamente, empezando pol más internu: Kepler-11b, Kepler-11c, Kepler-11d, Kepler-11y, Kepler-11f, Kepler-11g.
Les estimaciones de baxa densidá de planetes "b" - "f" implica que nengún d'ellos tien una composición similar a la Tierra, una significativa atmósfera de hidróxenu ta indicada pa planetes "d", "y", y quiciabes "f", ente que "b" y "c" probablemente contienen importantes cantidaes de xelu y/o H/He.
Kepler-20
Kepler-20 ye una estrella a 950 años lluz de la tierra na constelación Lyra y con una temperatura menor que'l sol, ye un sistema planetariu de namái cinco planetes. El 20 d'avientu de 2011 el telescopiu espacial Kepler afayar. Nesti sistema afayaron dos planetes similares a la Tierra pol so tamañu y composición de roca. Unu d'ellos ye llamáu Kepler-20y que ye menor que Venus y orbita la so estrella en seis díes y que tien 760°C, l'otru ye Kepler-20f ye más grande que la Tierra, orbita en diecinueve díes y tien 427°C. 
Anque los planetes tán mui cerca de la estrella, la NASA dar como un finxu por afayar planetes tan pequeños y por ser un posible entamu de nueves busques.
Amás de la pareya de planetes similares a la Tierra, la misión afayó que'l sistema de Kepler-20 contién tamién tres planetes de dimensiones significativamente mayores. Los 5 planetes tienen órbites internes a la órbita equivalente a la de Mercuriu nel Sistema Solar.
Kepler-42
Kepler-42, formalmente conocida como KOI-961, ye una nana colorada alcontrada na constelación de Cygnus a aprosimao 126 años lluz del Sol. Tien trés planetes conocíos , toos ellos más pequeños que la Tierra con al respective del so radiu, y bien similar con al respective de la so masa.
La masa de Kepler-42 envalórase nunes 0,13 vegaes la del Sol, y tien un radiu de 0,17 vegaes el del Sol, esto ye namái 1,7 vegaes el del xigante gaseosu Xúpiter. Por cuenta del so pequeñu radio y polo tanto la área superficial, la lluminosidá de Kepler-42 ye namái 0,24% de la del Sol. El so metalicidá ye una tercera parte la del Sol. Kepler-42 cuenta con un movimientu propiu apreciable d'hasta 431±8 min/añu. Por cuenta del so pequeñu tamaño y baxo temperatura, la zona de habitabilidad planetaria de la estrella ta muncho más cercana a la estrella que la Tierra del Sol.
El 10 de xineru de 2012, per aciu el telescopiu espacial Kepler tres planetes fueron afayaos n'órbita alredor de Kepler-42 per aciu el métodu de tránsitu. Los radios d'estos planetes van dende aprosimao los de Marte a Venus. El Sistema Kepler-42 ye más notable por ser el segundu sistema que contién planetes del radiu de la Tierra o más pequeños (el primeru foi'l sistema de Kepler-20 na semeya a la izquierda). Estes órbites planetaries son compactes, faciendo que'l sistema (que la so estrella en sí tien un radiu comparable a les de dalgunos Xúpiter calientes) asemeyar a los sistemes de llunes de los planetes xigantes como Xúpiter o Saturnu más de lo que fai'l Sistema Solar. A pesar del pequeñu tamañu d'estos planetes y l'estrella de ser una de les estrelles más débiles nel campu de Kepler con planetes confirmaos, la detección d'estos planetes foi posible debíu al pequeñu tamañu de la estrella, faciendo qu'estos planetes pa bloquiar una mayor proporción de lluz de les estrelles mientres los sos tránsitos .
Non tolos parámetros orbitales del sistema son conocíos. Por exemplu, al igual que con tolos planetes en tránsitu que nun tuvieron les sos propiedaes establecíes per mediu d'otros métodos, como la velocidá radial, la escentricidá orbital sigui siendo desconocida.
Sobre la base de les órbites de los planetes y de la lluminosidá y la temperatura efectivo de estréllalo madre, l'equilibriu térmicu de los planetes puede ser calculáu. Suponiendo un peraltu albedo de 0,9 y l'ausencia de efectu invernaderu, el planeta esterior Kepler-42d tendría una temperatura d'equilibriu d'aprosimao , similar a la Tierra . Les estimaciones de los planetes conocíos tán nes tables siguientes:
Kepler-444
Kepler-444 ye una estrella allugada a unos 117 años lluz de la Tierra na constelación de Lyra, con una edá envalorada nunos 11,8 ±1 miles de millones d'años. Pertenez a un sistema triple, con dos compañeres nanes coloraes bien xuntes, a una distancia d'unes 60 UA, el doble de la distancia del Sol a Neptunu. El 27 de xineru de 2015, l'alministración del Telescopiu Espacial Kepler reportó la confirmación de la detección de cinco exoplanetas predresos de tamañu inferior a la Tierra orbitando la estrella.
Les resultancies preliminares onde se menta la posible esistencia d'un sistema planetariu alredor de la estrella Kepler-444 fueron anunciaos na segunda conferencia científica Kepler nel añu 2013. Nesi tiempu, la estrella yera conocida como KOI-3158.
La investigación orixinal sobre Kepler-444 foi publicada en The Astrophysical Journal el 27 de xineru de 2015 sol títulu "Un sistema estrasolar antiguu con cinco planetes de tamañu inferior al de la Tierra" escritu por un equipu de 40 autores, el resume ye'l siguiente:
"La composición química de les estrelles qu'alluguen pequeños exoplanetas (con radios inferiores a cuatro radios terrestres) paez ser más diversa que la de les que cunten con xigantes gaseosos, que tienden a ser rica en metales. Esto implica que los pequeños planetes, incluyendo los de tamañu asemeyáu al de la Tierra, pueden formase fácilmente en dómines anteriores de la hestoria del Universu cuando los metales yeren más escasos. Reportamos observaciones feches pol telescopiu espacial Kepler sobre Kepler-444, una estrella asemeyada al Sol probe en metales, perteneciente a l'antigua población del discu galácticu gruesu y qu'alluga un sistema compactu de cinco planetes con tamaños ente'l de Mercuriu y el de Venus. Validamos esti sistema como un sistema real de cinco planetes que orbitan la estrella oxetivu y aprovimos les carauterístiques detallaes de los sos parámetros orbitales sobre la base d'un analís del tránsitu realizáu por fotometría. Kepler-444 ye una de les estrelles más trupes con oscilaciones de tipu solar detectaes. Utilizamos astrosismoloxía pa midir directamente una edá precisa de 11,2 +/- 1,0 miles de millones d'años, lo qu'indica que Kepler-444 formóse cuando l'Universu tenía menos del 20 % de la so edá actual y polo tanto ye'l sistema de planetes de tamañu terrestre más antiguu conocíu. Asina demostremos que planetes del tamañu de la Tierra formáronse a lo llargo de los más de 13,8 miles de millones d'años de la hestoria del Universu, dexando abierta la posibilidá de la esistencia de vida antigua na galaxa. La edá de Kepler-444 non yá suxure que les estrelles del discu gruesu fueron dalgunes de les anfitrionas de los primeros planetes, sinón que tamién puede ayudar a identificar l'empiezu de la era de la formación de planetes ". 
Los cinco exoplanetas predresos (Kepler-444b; Kepler-444c; Kepler-444d; Kepler-444y; Kepler-444f) fueron confirmaos, de tamañu menor al de Venus y cada unu d'ellos completa la órbita alredor de la estrella a la que orbitan en menos de 10 díes.
El sistema ye bien compactu siendo Kepler-444b el más pequeñu cuntando con 0,403 vegaes el diámetru de la Tierra y el más alloñáu de la estrella. Kepler-444f orbita la estrella muncho más cerca de lo que Mercuriu facer alredor del Sol.
Kepler-9
Kepler-9 ye una estrella un pocu más masiva que'l Sol, allugáu nel constelación de Lyra nel campu de vista de la Misión Kepler. La estrella tien tres planetes que fueron descubiertos utilizando'l métodu del tránsitu. Esti sistema planetariu múltiple ye'l primeru en ser afayáu al traviés del métodu del tránsitu.
El 26 d'agostu de 2010, los científicos anunciaron el descubrimientu al traviés del métodu del tránsitu de tres planetes n'órbita alredor de Kepler-9 Los trés planetes confirmaos son los designaos Kepler-9b, Kepler-9c y Kepler-9d.
Ref:
Kitalpha
Kitalpha o Kitalphar (α Equulei / α Equ / 8 Equ) ye la estrella más brillosa de la constelación de Equuleus, con magnitú aparente +3,92. El so nome ye una contracción del árabe قطعة الفرس ("Qit'at al Faras"), que significa «parte d'un caballu», yá que namái la cabeza y los costazos del pequeñu caballu tán representaos nel cielu. Alcuéntrase a 186 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Kitalpha ye una estrella binaria cercana que la so órbita foi calculada a partir de la so espectru —por desplazamientu Doppler— y per aciu observación directa per aciu interferometría. Visualmente dixebraes por namái 0,01 segundos d'arcu, Kitalpha A y Kitalpha B mover a lo llargo d'una órbita casi circular con una separación real de 0,66 UA, siendo el so periodu orbital de 99 díes.
Kitalpha A ye una xigante mariella de tipu espectral G0III con una temperatura superficial de 5500 K y una lluminosidá equivalente a 45 soles. Lo más probable ye que nel so interior esista un nucleu de heliu contraer, al igual qu'asocede na componente menos lluminosa de Capella (α Aurigae). Kitalpha B ye una estrella blanca de la secuencia principal y tipu A5V, con una temperatura de 8500 K y una lluminosidá 30 vegaes mayor que la del Sol.
Cuidao que Kitalpha A evolucionó enantes —yá que ye una estrella xigante—, hai de ser más masiva que Kitalpha B; consistentemente, a partir de los cálculos orbitales conozse que la componente A tien una masa de 2,1 mases solares ente que la masa de la componente B ye de 1,9 mases solares.
Kochab
Kochab o Kocab ye la estrella beta de la constelación de la Osa Menor ("Beta Ursae Minoris"). Ye una xigante naranxa K4 asitiada a 129 años lluz de la Tierra.
El so nome provién del árabe الكوكب ("al-kaukab" o "al-kokab", "«La Estrella»"). El nome completu que los antiguos astrónomos árabes daben a esta estrella yera "«Al Kaukab al Shamaliyy»", que significa "«La Estrella del Norte»", cuidao que nel so tiempu yera la estrella más cercana al norte celeste.
Foi usada como Estrella Polar nel hemisferiu Norte aprosimao ente los años 1500 e.C. y 500 d. C. Nes obres de Homero faise referencia a esta estrella p'asitiar el polu norte celeste, asitiándolo a dos tercios de camín ente Polaris, l'actual Estrella Polar, y Kochab.
Kornephoros
Kornephoros o Korneforos ye'l nome de la estrella β Herculis (β Her / 27 Herculis / HD 148856), de magnitú aparente +2,78 y la más brillosa de la constelación d'Hércules.
El nome de Kornephoros provién del griegu y significa «el portador del garrote». Tamién recibe'l nome, menos utilizáu, de Rutilicus, que comparte cola estrella Zeta Herculis. Rutilicus vien de "rutellum", diminutivu de "rutrum", un preséu afiláu utilizáu na Antigua Roma na agricultura o na guerra, que Hércules lleva consigo en delles de les primeres representaciones.
Kornephoros ye una estrella xigante mariella de tipu espectral G8III distante 148 años lluz del Sistema Solar, que la so temperatura superficial ye de 4967 K. La so lluminosidá ye 175 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so diámetru ye unes 20 vegaes mayor qu'el del Sol.
Tien una metalicidá inferior a la solar, siendo'l so conteníu relativo de fierro el 54% del que tien el Sol.
Al igual qu'otres xigantes, xira amodo sobre sigo mesma, habiéndose midíu una velocidá de rotación proyeutada de 3,4 ± 1,0 km/s.
Ye una fonte notable de rayos X, lo qu'implica cierta actividá magnética.
Col triple de masa que'l Sol, la so edá envalórase nunos 440 millones d'años; empecipió la so vida siendo una estrella de tipu B similar a como ye güei Zubeneschamali (β Librae).
Kornephoros ye una estrella binaria que la so componente secundaria ye invisible, siendo detectada pol efectu gravitatoriu qu'exerz sobre la estrella principal. La masa de la estrella acompañante probablemente ye daqué cimera a la del Sol.
KP Persei
KP Persei (KP Per / HD 21803) ye una estrella de magnitú aparente +6,41 asitiada na constelación de Perséu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 370 pársecs o 1208 años lluz del Sistema Solar.
KP Persei ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IV.
Tien una lluminosidá 8900 vegaes superior a la lluminosidá solar y una elevada temperatura efectivo de 22.300 K.
Con un radiu 6,5 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 39 km/s.
La bayura relativa de heliu de KP Persei, [He/H] = 0,136, correspuende a la d'una estrella evolucionada, claramente percima del nivel inicial d'estes estrelles a la edá cero de la secuencia principal ([He/H] ≈ 0,10).
Ye una estrella masiva con una masa de 8,1 - 9,8 mases solares y una edá ente 18 y 22 millones d'años.
La so masa ta na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
KP Persei ye una estrella variable catalogada como variable Beta Cephei.
Estes variables —ente les que figuren Murzim (β Canis Minoris) y Adid Australis A (ε Persei A)— deben les sos variaciones de rellumu a pulsaciones na so superficie.
La variación rexistrada nel rellumu de KP Persei ye de 0,140 magnitúes, siendo'l so periodu de 0,2017786 díes (4,84 hores).
KQ Velorum
KQ Velorum (KQ Vel / HD 94660 / HR 4263) ye una estrella variable na constelación de Vela.
Tien magnitú aparente media +6,09 y alcuéntrase a 496 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral A0p, KQ Velorum ye una estrella peculiar con sobreabundancia de ciertos elementos químicos y con un campu magnéticu intensu y variable.
El so campu magnéticu efectivu  algama'l valor de 2089 G.
Ye tamién una variable Alfa2 Canum Venaticorum —como Alioth (ε Ursae Majoris) o IM Velorum—, que la so fluctuación de rellumu, de 0,02 magnitúes, ye casi imperceptible.
KQ Velorum tien una temperatura efectivo de 10.700 K —11.600 K según otra fonte— y relluma con una lluminosidá 109 vegaes mayor que la del Sol.
Sicasí, ye en llonxitúes d'onda de rayos X onde KQ Velorum esibe una notable lluminosidá, algamando 3577 10 W; nesta parte del espectru ye 184 vegaes más lluminosa que Vega (α Lyrae) y 127 vegaes más lluminosa que Phecda (γ Ursae Majoris), tamién estrelles A0V.
Con un radiu 3 vegaes más grande qu'el radiu solar, la masa de KQ Velorum ye de 2,85 mases solares y tien una edá envalorada de 263 millones d'años, trescurriendo casi 2/3 de la so vida como estrella de la secuencia principal.
KR Comae Berenices
KR Comae Berenices (KR Com) ye una estrella múltiple de magnitú aparente +7,15.
Ta asitiada na constelación de Melota de Berenice, visualmente 2,5º al este de la brillosa Diadem (α Comae Berenices), a 209 años lluz del Sistema Solar.
El sistema estelar KR Comae Berenices consta de trés estrelles, tando apoderáu por una binaria de contactu —subsistema AB— que'l so tipu espectral conxuntu ye F8V.
Los dos componentes d'esti subsistema son bien distintos.
La primaria tien una temperatura superficial de 5549 ± 244 K y ye un 45% más lluminosa qu'el Sol.
La so masa ye un 42% vegaes mayor que la masa solar y tien un radiu un 33% vegaes más grande qu'el del Sol.
La componente secundaria tien una temperatura más alto de 6072 ± 270 K pero la so lluminosidá equival namái al 28% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu aprosimao la metá del radiu solar.
La so masa de 0,129 mases solares fai d'esta binaria una de les que tienen una menor rellación de mases ("q" = 0,09).
El periodu orbital d'esti susbsistema ye de 0,408 díes y constitúi una binaria eclipsante, siendo por tantu una estrella variable.
Una tercer estrella —componente C— mover nuna órbita bien escéntrica (ε = 0,934) alredor del centru de mases común, emplegando 10,98 ± 0,27 años en completar una vuelta.
La temperatura envalorada d'esta componente ye de 5900 ± 200 K, que correspuende a un tipu espectral ente F8 y G6.
Paez ser una estrella de lenta rotación.
La so lluminosidá equival al 56% de la lluminosidá conxunta de AB, polo que ye menos lluminosa de lo que cabría esperar si tuviera na secuencia principal; por ello haise suxuríu que pueda ser tamién una estrella binaria.
El sistema tien una metalicidá daqué cimera a la solar ([Fe/H] = +0,06) y la so edá más probable ye de 2200 millones d'años.
Kraz
Kraz ye'l nome de la estrella β Corvi (β Crv / 9 Corvi / HD 109379), de magnitú aparente +2,65 y la segunda más brillosa de la constelación de Corvus, el cuervu, dempués de Gienah Gurab (γ Corvi). El so nome ye d'orixe desconocíu.
Kraz ye una estrella xigante lluminosa mariella de tipu espectral G5II que s'atopa a 140 años lluz del Sistema Solar y tien una temperatura superficial de 5100 ± 80 K.
Con una lluminosidá 160 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de μ Velorum A, anque ye más brillosa qu'ésta.
Tocantes a el so compisición elemental, presenta una metalicidá daqué cimera a la del Sol ([Fe/H] = +0,10).
A partir de la so temperatura y lluminosidá puede evaluase la so masa, resultando ser ésta ente 3,3 y 3,7 vegaes mayor que la masa solar.
Fai unos 300 millones d'años Kraz rellumó como una estrella blancu-azulada de tipu B7 y nun futuru va dar llugar a una nana blanca relativamente masiva.
Anque nun tien nenguna acompañante conocida, Kraz ta catalogada como una estrella de bariu. De normal esti tipu d'estrelles son xigantes que fueron contaminaes por una compañeru más masiva, que-yos venció subproductos resultantes de la fusión nuclear cuando elles taben menos evolucionaes, siendo l'acompañante una nana blanca na actualidá. Un exemplu representativu d'esti tipu d'estrelles ye ζ Capricorni. Como Kraz ye una estrella solitaria, el bariu hai de tener un orixe distintu o bien la so clasificación como estrella de bariu ye incorrecta.
Kruger 60
Kruger 60 (GJ 860 AB) ye un sistema estelar na constelación de Cepheus, unu de los más cercanos al Sistema Solar, del que s'atopa a 13,15 años lluz.
Ye una estrella binaria compuesta por dos nanes coloraes que la so separación media ye de 9,5 UA, aprosimao la distancia que dixebra Saturnu del Sol. L'acusada escentricidá de la órbita fai que la separación ente les dos estrelles varie dende 5,5 UA nel periastru a 13,5 UA nel apoastru. El periodu orbital ye de 44,67 años.
Kruger 60 A (HD 239960 / LHS 3814), de magnitú aparente +9,59, ye una estrella de tipu espectral M3V. Con una temperatura efectivo de 3380 K, tien una masa de 0,28 mases solares y relluma col 1% de la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 7,0 km/s y la so metalicidá envalórase nun 91% de la que tien el Sol.
Kruger 60 B (HD 239960B / LHS 3815), de magnitú +11,40, ye más tenue que la so compañera. De tipu M4V y 3150 K de temperatura, tien una masa del 16% de la masa solar, siendo la so lluminosidá un terciu de la de la so compañera. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 8,0 km/s.
Amás ye una estrella acandilante que típicamente dobla'l so rellumu pa volver a la normalidá nun periodu de 8 minutos. Por ello recibe la denominación d'estrella variable DO Cephei.
Ksora
Ksora (δ Cassiopeiae / δ Cas / 37 Cassiopeiae) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Cassiopeia con magnitú aparente +2,66.
Conocida tamién como Ruchbah o Rucha, alcuéntrase a daqué menos de 100 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Foi utilizada por Picard en 1669 pa determinar llatitúes mientres la so midida d'un arcu de meridianu, lo que constituyó'l primer usu del telescopiu con fines xeodésicos.
Ksora ye una estrella clasificada como xigante de tipu espectral A5III-IV que la so temperatura efectivo ye de 8400 K. Considerar una estrella xigante non tantu pol so tamañu —el so radiu ye cuatro veces mayor qu'el radiu solar—, sinón porque abandonó la secuencia principal al terminar de fundir el hidróxenu del so nucleu.
La so composición metálica ye daqué inferior a la solar ([Fe/H] = -0,16).
Con una edá averada de 600 millones d'años, puede considerase que yá empezó a morrer, y dientro d'unos 10 millones d'años va ser una auténtica estrella xigante tocantes a tamañu. La so masa ye 2,5 vegaes la masa solar y la so lluminosidá ye equivalente a 63 soles.
Ksora ye una binaria eclipsante. Cada 759 díes sufre un eclís parcial d'una compañera más pequeña que pasa per delantre, de la que, enagora, nada se conoz.
Kullat Nunu
Kullat Nunu (η Piscium / η Psc / 99 Piscium) ye la estrella más brillosa na constelación de Piscis con magnitú aparente +3,62.
Alcuéntrase a 294 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Kullat Nunu ye un nome d'orixe babiloniu y piénsase que fai referencia a la cuerda que xune los pexes de la constelación, lo que pon de manifiestu la gran antigüedá de l'actual constelación.
En China, xuntu a ρ Piscium, ο Piscium y χ Piscium, yera Yew Kang, «el reló a la derecha».
Kullat Nunu ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G7IIa con una temperatura superficial de 4930 K. Ye 316 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, a partir de la midida del so diámetru angular, llógrase un radiu 26 vegaes más grande qu'el radiu solar. Estos parámetros indiquen una masa en redol a 3,5 o 4 vegaes la masa solar.
Tien una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,14).
La estrella, que la so edá envalorada ye de 270 ± 40 millones d'años, topar nes etapes finales de la so vida, produciéndose nel so interior la fusión del heliu.
Kullat Nunu tien una tenue acompañante a namái 1 segundu d'arcu de separación, lo que fai la so observación difícil. Ello favoreció que se-y atribuyera dende magnitú 8 a magnitú 11, por cuenta d'erros na observación. Al nun percibise movimientu orbital, desconozse la so separación. Sicasí, el so movimientu común al traviés del espaciu indica que les dos estrelles tán rellacionaes.
Kuma (estrella)
Kuma (ν Draconis / ν Dra) ye un sistema estelar na constelación del Dragón, asitiáu na cabeza del mesmu. Ye una de les estrelles dobles más fáciles de reparar nel hemisferiu norte y como tal un oxetu d'interés pal astrónomu aficionáu. Los dos componentes, separaes 62 segundos d'arcu, reciben los nomes de Kuma o ν Draconis (24 Draconis), la que ta al oeste, y Kuma o ν Draconis (25 Draconis) la que s'atopa al este.
A 99 años lluz de distancia del Sistema Solar, les dos estrelles son bien similares, blanques y de la secuencia principal.
Kuma tien tipu espectral A6V y Kuma A4V. Los sos magnitúes aparentes son prácticamente iguales (+4,87 Kuma y +4,89 
Kuma), caúna d'elles con una lluminosidá equivalente a la de 9 soles.
Kuma tien una temperatura efectivo de 8000 K, ente que la temperatura de Kuma, 7350 K, ye daqué menor de lo que cabría esperar pol so tipu espectral, tando clasificada como una estrella con llinies metáliques.
La velocidá de rotación d'esta postrera ye de 50 km/s —siendo ésti una llende inferior—, ente que la so compañera rota a más velocidá (66 km/s).
Caúna d'elles ye un 70% más masiva qu'el Sol.
Kuma ye de la mesma una estrella binaria cercana, con una compañera probablemente de masa pequeñu que la orbita cada 38,6 díes. Abarrúntase que Kuma tamién ye binaria, magar nun foi confirmáu. La separación ente Kuma y Kuma ye de siquier 1900 UA con un periodu orbital mínimu de 44.000 años.
KW Hydrae
KW Hydrae (KW Hya / 21 Hydrae / HD 79193) ye una estrella variable na constelación d'Hidra asitiada a 286 años lluz del Sistema Solar.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +6,11 y +6,58.
KW Hydrae ye una binaria eclipsante formada por una estrella blanca de tipu espectral A5m y una estrella blancu-mariella de tipu F0V.
La estrella A5m ye la componente más lluminosa —16,6 vegaes más qu'el Sol— y tien una temperatura efectivo de 8000 K.
Tien el doble de masa que'l Sol y, con un radiu de 2,13 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 15 km/s.
Ye una estrella con llinies metáliques —asemeyada, por casu, a les componentes del sistema WW Aurigae— en que'l so espectru apaecen llinies d'absorción fuertes y variables de dalgunos metales.
El so acompañante ye una estrella de la secuencia principal asemeyada a les componentes de Porrima (γ Virginis) con una temperatura de 6900 K.
Ye 4,5 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa de 1,49 mases solares.
El so radiu ye un 48% más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 13 km/s.
El periodu orbital del sistema ye de 7,75 díes y la órbita tien una escentricidá de ε = 0,0945.
Nel eclís principal —cuando la estrella F0V intercepta la lluz del so acompañante— el rellumu de la binaria mengua 0,47 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,24 magnitúes. 
KW Sagittarii
KW Sagittarii ye una estrella superxigante colorada asitiada na constelación de Saxitariu, a una distancia de 9800 años lluz del Sol.
Con una magnitú aparente de 9,35 ye demasiáu débil pa ser visible a güeyu, precisando d'un telescopiu pa poder reparala. La so lluminosidá ye d'aprosimao 370.000 vegaes la del Sol y el so diámetru de 1460 vegaes el d'ésa estrella, lo cual convertir nuna de les estrelles más grandes conocíes -nel llugar del Sol, llegaría a metá de camín de les órbites de Xúpiter y de Saturnu-.
KX Velorum
KX Velorum (KX Vel / f Velorum) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Vela.
Tien magnitú aparente +5,09 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a una distancia averada de 983 pársecs (3205 años lluz) del Sistema Solar; sicasí, debíu al erru na midida del paralax, la so distancia podría ser d'hasta 4400 años lluz.
La componente principal de KX Velorum ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B0III.
Tien una elevada temperatura efectivo de 29.000 K y una lluminosidá 120.000 vegaes superior a la del Sol.
Distintes fontes envaloren la so masa ente 13,8 y 19,2 mases solares, sía que non percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Ye una binaria espectroscópica —la so naturaleza binaria ye conocida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 26,31 díes.
L'acompañante clisa la estrella principal produciendo un amenorgamientu de rellumu de 0,08 magnitúes.
Una tercera componente completa'l sistema KX Velorum.
Visualmente a 3,2 segundos d'arcu de la binaria espectroscópica puede reparase una estrella de décima magnitú que se piensa que tamién forma parte del sistema.
El conxuntu tien una edá averada de 6,1 ± 2,0 millones d'años. 
KY Cygni
KY Cygni (KY Cyg / N 339.1929 / RAFGL 2575) ye una estrella de la constelación del Cisne,distante aprosimao 5200 años lluz del Sistema Solar.
Ye una superxigante colorada de tipu espectral M3, pero d'un tamañu colosal. El so afayu llevar a cabu n'estudiando una amuesa de 74 superxigantes coloraes na Vía Lláctea y foi presentáu nel alcuentru de la Sociedá Astronómica Americana en 2005.
Ye miembru de la Asociación estelar Cygns OB1.
Anque KY Cygni nun ye la estrella conocida de mayor tamañu, siendo superada por VY Canis Majoris o VV Cephei, ye muncho más grande qu'otres conocíes superxigantes como Antares y Betelgeuse. Con un diámetru 1420 vegaes mayor qu'el diámetru solar, si tuviera asitiada nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta 6,6 UA, una distancia entemedia ente les órbites de Xúpiter y de Saturnu. Con una masa de 25 soles, el so futuru ye españar como una supernova, pudiendo dexar como remanente una estrella de neutrones o inclusive un furacu prietu.
Una estrella tan enorme como KY Cygni tamién ye bien lluminosa. La so lluminosidá ye 270.000 vegaes superior a la lluminosidá solar, anque nesta faceta ye claramente superada por otres estrelles más masives y calientes. Ye una variable irregular de tipu LC que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +13,5 y +15,5.
KZ Andromedae
KZ Andromedae (KZ And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente media +7,93, alcuéntrase visualmente a 1,5º al sur de 7 Andromedae.
Alcuéntrase a 77 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema, KZ Andromedae A, ye una nana mariella de tipu espectral G5Ve.
Tien una temperatura efectivo de 5741 K y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 8 km/s.
Llixeramente menos masiva qu'el Sol —la so masa ye un 5% menor que la masa solar—, amuesa una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,06).
KZ Andromedae A xira en redol a un sistema binariu, KZ Andromedae B, formáu de la mesma por dos nanes naranxes, dambes de tipu K2V.
Caúna de les componentes d'esti subsistema tien una temperatura averada de 4932 K.
Les mases respectives son 0,74 y 0,70 mases solares.
Rotan bien apriesa, con velocidaes de rotación proyeutaes de 12,30 y 11,60 km/s.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,033 díes, tando'l planu orbital inclináu 58º.
De la mesma, KZ Andromedae A y la binaria KZ Andromedae B empleguen 6272 años en dar una vuelta completa alredor del centru de mases común.
KZ Andromedae B ye una binaria que presenta actividá cromosférica.
Estes estrelles emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de KZ Andromedae ye de 15,22×10 W, siendo unes de les 100 estrelles más brilloses na rexón de rayos X asitiaes a menos de 50 pársecs de distancia.
L Velorum
L Velorum (L Vel) ye una estrella de magnitú aparente +5,03 asitiada na constelación de Vela.
Alcuéntrase a 894 ± 47 años lluz de distancia del Sistema Solar.
L Velorum ye una caliente subxigante azul de tipu espectral B1.5IV con una temperatura superficial de 22.675 K.
La so lluminosidá ye casi 6000 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru unes 6,2 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 207 km/s, más de 100 vegaes más apriesa que'l Sol.
La so masa, percima de les 9 mases solares, asitiar na llende que dixebra aquelles estrelles qu'acaben la so vida españando como supernoves, d'aquelles que, de forma menos violenta, escastar como nanes blanques masives.
L Velorum ye una estrella fuxitiva, esto ye, muévese al traviés del espaciu a gran velocidá en comparanza coles estrelles de la so redolada.
En concretu, la velocidá espacial de L Velorum al respective de la rotación de la galaxa ye de 32,1 km/s.
Constatóse que nel pasáu —fai ente 2 y 10 millones d'años—, la estrella ocupó'l mesmu espaciu qu'el cúmulu abiertu IC 2602.
Piénsase que la so condición d'estrella fuxitiva ye la resultancia de la esplosión como supernova d'una de les componentes d'un sistema binariu; en munchos casos, tres la esplosión, el sistema binariu permanez como tal, pero n'otros casos la esplosión imprime una gran velocidá a la estrella acompañante, como pudo ser el casu de L Velorum.
L Velorum cumple esta última condición, yá que la so edá de 14,1 ± 2,3 millones d'años ye inferior a la del cúmulu IC 2602 (25 millones d'años). 
L1 Puppis
L1 Puppis (L1 Pup / HD 56022 / HR 2746 / SAO 218546) ye una estrella de magnitú aparente +4,89 na constelación de Puppis, la popa del míticu Argo Navis. Forma una doble óptica con L2 Puppis, asitiada al norte, tando dambes estrelles separaes siquier 10 años lluz. L1 Puppis alcuéntrase a 181 años lluz del Sistema Solar.
L1 Puppis ye una estrella blanca de tipu espectral A0sp catalogada como A peculiar. Esta clase d'estrelles caracterizar por tener campos magnéticos fuertes y por una rotación comparativamente lenta en rellación a otres estrelles de tipu A. La velocidá de rotación de L1 Puppis ye 28 km/s, llueñe de la d'otres estrelles A que superen los 100 km/s.
Tien un campu magnéticu superficial de 0,5 kG.
Con una temperatura efectivo de 9600 K, ye 37 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un diámetru 6,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
L1 Puppis ye una estrella variable del tipu Alfa2 Canum Venaticorum. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +4,86 y +4,93 a lo llargo d'un periodu de pocu más de 22 hores. Recibe la denominación, tocantes a variable, de OU Puppis.
L2 Puppis
L2 Puppis (L2 Pup / HD 56096 / HR 2748 / HIP 34922) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del míticu Argo Navis. Alcuéntrase a 198 años lluz de distancia del Sistema Solar.
L2 Puppis ye una xigante colorada de tipu espectral M5III. La so temperatura superficial ye más fría que la del Sol, 3400 K, y relluma con una lluminosidá entendida ente 1500 y 2400 vegaes la lluminosidá solar. La mayor parte de la radiación qu'emite ye radiación infrarroxo y non lluz visible.
Con una masa ente 1 y 3 mases solares, L2 Puppis posiblemente alcuéntrase nes primeres etapes de la so muerte como estrella, con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu. Pierde masa per mediu del vientu estelar que sopla dende la so superficie, anque la baxa velocidá d'ésti —del orde d'unos pocos km/s—, suxure que la estrella alcuéntrase nes sos primeres fases como variable Mira. El gas y el polvu en redol a la estrella producen un máser de monóxidu de siliciu.
L2 Puppis ye una estrella pulsante y variable semirregular. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +2,6 —cuando anda a la tema coles estrelles más brilloses de la constelación— y +6,2, con un llargu periodu de 141 díes.
La Superba
La Superba (Y Canum Venaticorum / Y CVn) ye una estrella de la constelación de Canes Venatici, notable pol so fondu color coloráu. El so nome deber al astrónomu italianu del sieglu XIX Angelo Secchi quien, impresionáu pola so guapura, llamar asina («La Soberbia»).
Asitiada a aprosimao 711 años lluz del Sistema Solar, La Superba ye una de les estrelles más coloraes del cielu y una de les estrelles de carbonu más brillosos. La so temperatura superficial ta en redol a los 2800 K, lo que la convierte nuna de les estrelles más fríes que se conocen. Ye una variable semirregular, que la so magnitú aparente bazcuya ente +4,8 y +6,3 nun ciclu de 160 díes. 
Apenes ye visible a simple vista, pos la mayor parte de la radiación qu'emite ta fora del espectru visible. Si consideramos la radiación infrarroxo, ye 4400 vegaes más lluminosa qu'el Sol, con un radiu de 215 radios solares. Si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, la so superficie algamaría la órbita de la Tierra.
Pa esplicar el so estraordinariu color hai que señalar que les estrelles de la secuencia principal, una vegada qu'acabaron la fusión del hidróxenu nel so nucleu, empiecen a tresformar el helio en carbonu. Nesta fase, llamada de xigante colorada, les capes esternes espándense y esfrecen, faciendo que la radiación emitida pola estrella mover escontra l'estremu colloráu del espectru electromagnéticu.
Al averase a la fin d'esti ciclu estelar, los productos de fusión xuben a la superficie por conveición, aumentando la bayura de carbonu na atmósfera, onde se formen compuestos como monóxidu de carbonu y cianóxenu. Estes molécules tienden a absorber la radiación de llonxitúes d'onda curties, resultando un espectro con menos azul y violeta que nuna xigante colorada clásica, lo que produz el color coloráu tan notable.
La Superba paez tar del cantu p'allá fases de la fusión del heliu en carbonu y pierde masa per mediu d'un vientu estelar a un ritmu un millón de vegaes mayor que'l Sol. Ta arrodiada d'una nube de material espulsáu primeramente d'unos 2,5 años lluz de tamañu, lo qu'indica que con anterioridá perdió masa a un ritmu 50 vegaes superior al actual. Paez llista pa espulsar les sos capes esteriores y formar una nebulosa planetaria, con una nana blanca nel so centru como remanente.
Labrum
Labrum ye'l nome tradicional de la estrella δ Crateris (δ Crt / 12 Crt), la más brillosa de la constelación de Crater, la copa, con magnitú aparente +3,56. El so nome provién del llatín y refierse al Santu Grial, mota utilizáu por Xesús y los Apóstoles na Última Cena, tamién utilizáu por José de Arimatea pa recoyer el sangre de Xesucristo na Cruz.
A 195 años lluz de distancia del Sistema Solar, Labrum ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4600 K. Como n'otres estrelles d'esti tipu, nel so tranquil interior el heliu tresformar en carbonu y oxíxenu. El so radiu ye 21 vegaes más grande qu'el radiu solar, siendo la so lluminosidá 175 vegaes mayor que la del Sol.
Labrum ye una de les munches xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu, ente elles la vecina Alkes (α Crateris). A diferencia d'ésta, Labrum presenta una metalicidá bastante baxa, lo que sumáu a la so velocidá relativa respectu al Sol de 68 km/s (más del doble de lo normal), fai abarruntar que Labrum provién de fora del finu discu galácticu onde ta'l Sol, d'una rexón más antigua con un menor conteníu n'elementos pesaos.
Lacaille 8760
Lacaille 8760 (GJ 825) ye una estrella na constelación de Microscopium. De magnitú aparente +6,67, alcuéntrase al sur de α Microscopii, al suroeste de γ Microscopii y al noroeste de θ Microscopii. Foi una de les estrelles incluyíes por Nicolas Louis de Lacaille nel so catálogu de 9766 estrelles del hemisferiu sur publicáu en 1763.
Lacaille 8760 ye una nana colorada que foi clasificada dende tipu espectral K7 a M2.
La intensidá de les sos bandes moleculares correspuenden a una estrella K7V, pero frecuentemente catalogar como M1V, magar el so color infrarroxu ye demasiáu baxu pa una nana M1.
Na base de datos SIMBAD y nel proyectu RECONS apaez como M0V.
Tien una temperatura efectivo de 3599 ± 52 K.
La so magnitú absoluta ye mayor qu'otres nanes coloraes cercanes a la Tierra como Proxima Centauri, Wolf 359 o Ross 154, siendo la so lluminosidá equivalente al 6% de la lluminosidá solar.
Tien una masa ente 0,56 y 0,60 mases solares y el so diámetru más probable ye igual al 51% del que tien el Sol.
Lacaille 8760 ta a 12,87 años lluz del Sistema Solar y les sos vecines más próximes son ε Indi a 4,1 años lluz, Gliese 832 a 4,2 años lluz y Lacaille 9352 a 4,9 años lluz.
Lacaille 8760 ye una estrella acandilante, anque non especialmente activa, entrando n'erupción, como media, menos d'una vegada al día.
Lleva la denominación d'estrella variable AX Microscopii. Pola poca actividá como estrella acandilante y pola escentricidá de la so órbita alredor de la galaxa (y = 0,23), piénsase que Lacaille 8760 ye, siquier, tan vieya como'l Sol.
Lacaille 9352
Lacaille 9352 (GJ 887 / HIP 114046 / LHS 70) ye una estrella que s'atopa a 10,74 años lluz del Sol, lo que la convierte na décimu-primer (o undécima) más cercana al nuesu Sistema Solar.
Tópase asitiada na constelación de Piscis Austrinus cerca de la llende con Grus, al sureste de β Piscis Austrini, y suroeste de γ Piscis Austrini y δ Piscis Austrini.
De magnitú aparente +7,34, nun ye observable a simple vista.
Lacaille 9352 foi una de les estrelles qu'incluyó Nicolas Louis de Lacaille nel so catálogu del añu 1763 onde figuren 9766 estrelles reparaes dende'l hemisferiu sur.
Al respective de nós muévese a razón de 6,9" per añu, la cuarta estrella con mayor movimientu propiu (el primeru en notalo foi Benjamin Apthorp Gould en 1881).
De tipu espectral M1.5V, Lacaille 9352 ye una nana colorada con una temperatura efectivo de 3700 K.
Con apenes daqué más del 1% del la lluminosidá solar, la so metalicidá ye un 60% de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,22).
La midida del so diámetru angular, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu —1,388 milisegundos d'arcu—, dexa calcular el so radiu, igual al 64% del que tien el Sol; otres fontes, sicasí, envaloren un radiu inferior, equivalente al 49% del radiu solar.
Dada la proximidá de Lacaille 9352 respectu al Sol, esta estrella foi oxetu de gran interés astronómicu. Foi escoyida como oxetivu prioritariu de la Space Interferometry Mission (SIM) de la NASA, proyectu de busca de planetes de tres mases terrestres dientro de les 2 UA más cercanes a la estrella.
Hasta'l momentu, el Telescopiu espacial Hubble nun detectó oxetos del tamañu d'un planeta xigante o una nana marrón alredor d'esta estrella.
Incluyendo la lluz infrabermeyo emitida, un hipotéticu planeta terrestre —por qu'allugara agua líquido— tendría que tar asitiáu a 0,22 UA de Lacaille 9352.
Lalande 21185
Lalande 21185 (GJ 411) ye'l nome de la quinta estrella más cercana al nuesu Sol dempués de Alfa Centauri, la Estrella de Barnard, Luhman 16 y Wolf 359. A pesar de la so cercanía, namái tien magnitú aparente +7,47 y nun ye visible a simple vista, anque sí con cualesquier telescopiu pequeñu.
Alcuéntrase nel rincón sureste de la constelación del sietestrellu, al noroeste de Alula Borealis (ν Ursae Majoris) y al nordés de Praecipua (46 Leonis Minoris). Afayóse por Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande, quien fora direutor del Observatoriu de París.
Lalande 21185 ye una nana colorada de tipu espectral M2.0V que la so temperatura efectivo ye de 3526 K.
Tien una masa y un diámetru daqué menores que la metá de los del Sol. La so lluminosidá apenes correspuende al 2% de la lluminosidá solar y la so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— equival al 52% de la que tien el Sol ([M/H] = -0,28). Moviéndose perpendicularmente al planu galácticu a una velocidá de 47 km/s, piénsase que Lalande 21185 ye una estrella de les llamaes del discu gruesu galácticu. Éstes suelen ser estrelles antigües con baxa metalicidá que se mueven en órbites bien escéntriques alredor de la galaxa. Anque muncho más antigua que'l Sol —que la so edá ye d'unos 4600 millones d'años—, piénsase que la edá de Lalande 21185 nun supera los 10.000 millones d'años. Coles mesmes, ta catalogada como una estrella acandilante.
Lalande 21185 alcuéntrase a 8,31 años lluz del Sistema Solar y dientro de 20.000 años va alcuéntrase a namái 4,7 años lluz de la Tierra.
La tamién nana colorada Wolf 359, a 4,7 años lluz, ye la estrella conocida más próxima a ella.
L'analís de perturbaciones astrométricas de datos de plaques fotográfiques llograes ente 1930 y 1984 llevó a pensar que pueden esistir siquier dos planetes d'un tamañu comparable al de Xúpiter orbitando alredor de Lalande 21185.
Sicasí, posteriores midíes de la velocidá radial nun pudieron confirmar la presencia de dichu sistema planetariu.
El primeru de los posibles planetes, denomináu Lalande 21185 b, taría a 2,2 UA de la estrella y la so masa mínimo sería 9/10 de la masa de Xúpiter, ente que'l segundu, Lalande 21185 c, con una masa siquier 1,6 vegaes mayor que la de Xúpiter, mover a 11 UA de la estrella.
Lalande 26630
Lalande 26630 (HD 128429) ye una estrella na constelación de Llibra, la balanza.
Tien magnitú aparente +6,20 y alcuéntrase a 105 años lluz del Sistema Solar.
Lalande 26630 ye una nana mariella de tipu espectral F6V con una temperatura efectivo de 6388 K.
Ye 3,1 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu aprosimao un 33% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 16 km/s.
Tien una masa un 19% mayor que la masa solar y la so edá envalórase ente 2000 y 3300 millones d'años, siendo la so edá más probable 2800 millones d'años.
Ye una estrella probe en metales, con una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, equivalente a 2/3 partes de la del Sol ([Fe/H] = -0,19).
Amás, piénsase que Lalande 26630 pue ser una estrella binaria.
La so órbita galáctica, bien escéntrica (y = 0,62), llévalu a alloñar a una distancia máxima respectu al planu galácticu de 1300 pársecs —nel Sol esta distancia ye de namái 30 pársecs, unes 40 vegaes menor.
Ye una estrella del discu gruesu al igual que 72 Herculis o 171 Puppis, esta última estrella de carauterístiques bien paecíes a les de Lalande 26630.
Lambda Andromedae
Lambda Andromedae (λ And / 16 Andromedae / HD 222107) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. Magar nun tien nome propiu, a nivel astronómicu ye una estrella de gran interés por ser una de les variables RS Canum Venaticorum más brilloses. Alcuéntrase a 84,2 años lluz del Sistema Solar.
Les variables RS Canum Venaticorum son un tipu de variables eruptives compuestes por un estrella binaria que les sos componentes tienen intensa actividá cromosférica. Asina, Lambda Andromedae ye una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 20,52 díes. La estrella visible ye una xigante o subxigante mariella de tipu espectral G8III-IV. La so lluminosidá ye unes 22 vegaes mayor que la del Sol, y el so radiu ye 6,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La estrella acompañante nun pudo detectase directamente, polo que nun se conoz la separación ente dambes. Sicasí, por cuenta de la fuerza de marea la rotación de caúna de les estrelles afecta a la de la otra. La rotación acelérase y ello aumenta l'actividá magnética, provocando l'apaición d'enormes manches na superficie estelar que al entrar y salir del campu de visión faen que'l rellumu varie. El rellumu de Lambda Andromedae varia ente magnitú +3,69 y +3,97 cola so periodu de rotación de 54,2 díes. A diferencia d'otres variables RS Canum venaticorum, les dos estrelles nun tienen entá rotación síncrona, esto ye, nun s'amuesen siempres la mesma cara la una a la otra. Coles mesmes, esiste cierta evidencia d'un ciclu d'actividá de llarga duración —ente 5 y 14 años—, similar al ciclu de 11 años del Sol.
La intensa actividá magnética fai que Lambda Andromedae sía una radioestrella visible per aciu radiotelescopios. Como tal utilizar pa correlacionar posiciones de coordenaes en llonxitú d'onda de radio d'oxetos celestes, con posiciones óptiques d'estrelles llograes por satélites.
Lambda Andromedae paez tar amestada a un cuartetu de nanes coloraes de baxa masa, concretamente dos estrelles dobles. Siempres y cuando nun se trate a cencielles d'estrelles na mesma llinia de visión, el primer par, visualmente a 48 segundos d'arcu, taría dixebráu de la estrella principal siquier 1300 UA; la separación del segundu par, a 217 segundos d'arcu, sería igual o mayor de 5600 UA.
Lambda Arae
Lambda Arae (λ Ara / HD 160032 / HR 6569) ye una estrella de magnitú aparente +4,77 asitiada na constelación d'Ara, l'altar. Alcuéntrase a 71 años lluz del Sistema Solar.
Enantes catalogada como una subxigante de tipu F3IV,güei Lambda Arae ye considerada una estrella blancu-mariella de tipu espectral F4V que, como'l Sol, funde hidróxenu en heliu. Con una temperatura superficial de 6675 K, ye unos 900 K más caliente que'l Sol y unes 5 vegaes más lluminosa qu'ésti.
De carauterístiques asemeyaes a ψ Capricorni o g Lupi, ye llixeramente más lluminosa que cualesquier d'elles.
Tien una masa envalorada un 30% mayor que la masa solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16 km/s.
Ye una posible estrella variable del tipu Delta Scuti.
Lambda Arae tien una bayura relativa de fierro inferior a la del Sol, aprosimao un 54% de la d'ésti.
La so edá ta entendida ente 1850 y 3300 millones d'años. Observaciones llevaes a cabu nel infrarroxu nun revelaron la presencia d'un discu de polvu alredor de Lambda Arae.
Lambda Arietis
Lambda Arietis (λ Ari / 9 Arietis) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +4,79. 
Alcuéntrase a 129 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Lambda Arietis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V, tamién catalogada como A7V.
Al igual qu'el Sol, llogra'l so enerxía de la fusión nuclear de hidróxenu en heliu pero, más caliente qu'ésti, tien una temperatura efectivo de 7177 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a α Hydri o los dos componentes de Porrima (γ Virginis).
Con una lluminosidá 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar, tien un diámetru 2,2 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación nel ecuador ye de siquier 107 km/s, unes 50 vegaes más alta que la del Sol pero comparable a la d'otres estrelles análogues.
Anque la bayura relativa de fierro ye asemeyáu a la de la nuesa estrella ([Fe/H] = +0,01), ciertos metales pesaos son muncho más abondosos.
Destaquen los altos niveles de neodimiu, cobaltu, cobre y europiu; esti postreru ye 8 vegaes más abondosa que nel Sol.
Otra manera, amuesa ciertu emprobecimientu en aluminiu y samariu al respective de los niveles solares.
La separación visual ente elles ye de 37,4 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación real de siquier 1480 UA.
Lambda Aurigae
Lambda Aurigae (λ Aur / 15 Aurigae / HD 34411) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,70.
Ensin nome propiu habitual, l'astrónomu persa del sieglu XIII Zakariya al-Qazwini mentar como Al Ḣibāʽ, «la tienda» —entendiéndose como vivienda—.
Ta asitiada a 41,2 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Lambda Aurigae ta clasificada como nana mariella o posible subxigante de tipu espectral G1.5IV-V.
Tien una temperatura superficial de 5889 K —5838 K según otra fonte— y una lluminosidá un 75% mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru ye un 30% más grande qu'el del Sol y la so masa ye un 7% mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,5 km/s, implicando un periodu de rotación de 26 díes a lo más.
Nun presenta actividá magnética, lo que puede ser consecuencia de la so avanzada edá.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá, que puede tar entendida ente los 3715 y los 6200 millones d'años; considerando esta última cifra como la más probable, puede considerase a Lambda Aurigae como una análoga solar qu'en curtia va abandonar la secuencia principal una vegada rematara la fusión nuclear del so hidróxenu internu.
Lambda Aurigae amuesa una metalicidá daqué mayor que la solar ([Fe/H] = +0,11).
Los conteníos relativos d'otros elementos químicos como sodiu, magnesiu, aluminiu o siliciu son cimeros en ~ 25% a los esistentes nel Sol.
Visualmente dixebraes ente 76 y 310 segundos d'arcu de Lambda Aurigae, pueden reparase hasta cuatro estrelles que nel pasáu pensóse que podíen tar físicamente amestaes a ella. 
Lambda Bootis
Lambda Bootis (λ Boo / 19 Bootis / HD 125162) ye una estrella perteneciente a la constelación de Boyero con una magnitú aparente +4,18.
Na tradición astronómica árabe, esta estrella xuntu coles "Aselli" (Asellus Primus (Theta (θ) Bootis), Asellus Secundum (Iota (ι) Bootis) y Asellus Tertius (Kappa (κ) Bootis) formen el asterísmo denomináu Auladhíba (ألعولد ألذعب - "al aulād al dhiʼb") que n'español significa "Los cachorros de les hienes" y aluden a otru asterísmo conocíu como Les hienes compuestu poles estrelles más brilloses del sector cimeru de Boyero: Nekkar (Beta (β) Bootis), Seginus (Gamma (γ) Bootis), Princeps (Delta (δ) Bootis) y Alkalurops (Mu (μ) Bootis).
Alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.es una estrella blanca de la secuencia principal clasificada como A0p. Con una temperatura efectivo de 8900 K, ye 16 vegaes más lluminosa que'l Sol, parámetros que correspuenden a una estrella con una masa doble de la solar.
Catalogada como estrella peculiar, el principal interés de Lambda Bootis anicia na so composición química. Mientres les capes esteriores de la estrella tán emprobecíes (nun factor de 10) ~ en metales tales como cromu, bariu, níquel y titaniu, el conteníu d'otros elementos ye más o menos normal. Estes estrelles, denominaes estrelles Lambda Bootis, son escases, siendo conocíes namái unes 50 estrelles d'esti tipu. N'otres estrelles, como Gienah Gurab (γ Corvi), los conteníos anómalos de ciertos elementos tán causaos pola separación d'elementos nuna atmósfera quiescente. Esti nun ye'l casu de Lambda Bootis, que la so velocidá de rotación proyeutada ye de 128 km/s; considerando que el so radiu ye un 70% mayor qu'el radiu solar, implica un periodu de rotación inferior a 0,66 díes. La idea predominante ye qu'estes estrelles nuna edá temprana topábense arrodiaes per una gruesa nube de gas y polvu. Ye bien conocíu que los granos de polvu interestelar absuerben átomos metálicos del gas, favoreciendo un emprobecimientu del gas. Puede asoceder que la presión de radiación de la estrella caltenga estremáu'l polvu ente que'l gas intégrase dientro de la estrella.
Lambda Cassiopeiae
Lambda Cassiopeiae (λ Cas / 14 Cassiopeiae) ye una estrella binaria na constelación de Cassiopeia.
Alcuéntrase a 378 años lluz del Sistema Solar y forma parte de la gran asociación estelar de Cassiopeia-Taurus.
Los dos estrelles del sistema Lambda Cassiopeiae tán dixebraes ente sigo por menos d'un segundu d'arcu.
La componente principal, de magnitú aparente +5,33, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
Tien una temperatura efectivo de 12.200 K y ye 153 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con un radiu 2,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, la velocidá de rotación proyeutada del sistema —220 km/s— probablemente correspuenda a esta estrella, lo que trai un periodu de rotación de namái 0,64 díes (15,4 hores).
La componente secundaria tien magnitú aparente +5,62, y ye tamién una estrella blancu-azulada anque de tipu espectral B9V.
Daqué menos caliente qu'el so acompañante, la so temperatura algama los 11.000 K.
La so lluminosidá ye 92 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 2,7 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo la so masa de 2,8 mases solares.
La separación media ente les dos estrelles ye de 135 UA pero, al ser la órbita bien escéntrica (ε = 0,82), dicha separación bazcuya ente 245 y 25 UA.
Lambda Centauri
Lambda Centauri (λ Cen) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +3,12 que s'atopa a 420 años lluz del Sistema Solar.
Lambda Centauri ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B9III.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 10.170 K y relluma con una lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, 955 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 10 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 185 km/s, a la que correspuende un periodu de rotación inferior a 2,7 díes.
Tien una masa 4,5 vegaes mayor que la masa solar y una edá averada de 125 millones d'años.
Lambda Centauri presenta un conteníu metálico distintu al del Sol.
La so bayura relativa de fierro ye 2,6 vegaes mayor que la solar ([Fe/H] = +0,41), «sobreabundancia» reparada tamién n'otros metales como calciu, níquel, sodiu y zirconiu. El conteníu d'esti últimu elementu ye casi diez veces cimeru al del Sol.
Otra manera, y al igual que n'otres estrelles de l'Asociación estelar Centaurus Inferior-Crux, el carbonu y el siliciu son daqué menos abondosos que nel Sol.
Lambda Centauri tien una compañera estelar, visualmente dixebrada d'ella 0,73 segundos d'arcu, de magnitú aparente +6,8.
Puede ser una estrella de clase A media con una masa aprosimao doble de la masa solar.
La so separación media al respective de la primaria ye de siquier 90 UA, emplegando más de 335 años en completar una órbita en redol a ella.
Lambda Cephei
Lambda Cephei (λ Cep / 22 Cephei) ye una estrella na constelación de Cefeo de magnitú aparente +5,05. Ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, ye de 1955 años lluz.
Lambda Cephei ye una superxigante azul de tipu espectral O6I.
La so temperatura superficial ye estraordinariamente alta —38.900 ± 866 K— y la so lluminosidá ye unes 377.000 vegaes superior a la del Sol, la mayor parte de la so radiación emitida na rexón ultravioleta.
Sicasí, nel espectru visible, la so lluminosidá inda ye 15.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu envaloráu 21 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 200 km/s.
Amuesa un conteníu metálico bien paecíu a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Magar el so estatus de superxigante, suxurióse qu'entá podría siguir fundiendo la so hidróxenu internu en heliu.
Tocantes a el so evolución, va rematar la so vida españando como una brillosa supernova; el remanente estelar va ser una estrella de neutrones ya inclusive podría dar llugar a un furacu prietu.
L'alta velocidá relativa de Lambda Cephei en rellación al Sol -83 km/s, unos cinco vegaes mayor que'l valor habitual— apunta a que ye una estrella fuxitiva; éstes son estrelles que se mueven al traviés del espaciu con una velocidá inusitadamente alta en comparanza con otres estrelles de la so redolada.
Ello ye que el so movimientu al traviés del espaciu indica que fai 2,5 millones d'años Lambda Cephei salió despidida de la asociación estelar Cepheus OB3.
Suxurióse que la so condición d'estrella fuxitiva pue ser la resultancia d'un alcuentru con un sistema binariu masivu.
Lambda Ceti
Lambda Ceti (λ Cet / 91 Ceti / HD 18604) ye una estrella na constelación de Cetus, la ballena, de magnitú aparente +4,70.
Nel pasáu yera conocida col nome de Menkar —aplicáu tantu pa esta estrella como p'α Ceti—, pero güei dichu títulu utilizar pa designar a esta postrera.
Lambda Ceti, catalogada como una xigante azul de tipu espectral B6III, ye una estrella caliente que la so temperatura superficial ye de 13.400 K.
Una vegada considerada la importante cantidá de lluz ultravioleta qu'emite, la so lluminosidá algama la cifra de 920 vegaes la lluminosidá solar.
Estos valores dexen envalorar el so radiu, 5,4 vegaes más grande qu'el del Sol, según la so masa, entendida ente 4,5 y 4,8 mases solares.
Rota con una velocidá proyeutada de 128 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 2 díes.
Toos estos parámetros suxeren que más qu'una xigante pura ye una subxigante relativamente nueva de 100 - 125 años d'edá.
Alcuéntrase a 576 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Lambda Crucis
Lamba Crucis (λ Cru / HD 112078 / HR 4897) ye una estrella de la constelación Cruz del Sur de magnitú aparente +4,60. 
De tipu espectral B4Vne, Lamba Crucis ye, al igual qu'el Sol, una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu nel so interior. Les semeyances acaben equí, yá que ye una estrella muncho más caliente (17.300 K) y significativamente más lluminosa, 4790 vegaes más que'l Sol. El so diámetru ye 3,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar y rota a la enorme velocidá de 300 km/s, 150 vegaes más apriesa que'l Sol. 7 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá puede ser inferior a 50 millones d'años. Ye una variable Beta Cephei, con una pequeña variación de rellumu de 0,2 magnitúes. Esiste un periodu principal de 0,3951 díes y un posible periodu secundariu de 0,1793 díes.
Al igual que munches de les estrelles más brilloses de la Cruz del Sur, Lambda Crucis forma parte de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus, la asociación estelar OB más cercana al Sistema Solar. La so distancia al respective de nós, 360 años lluz, ye prácticamente la mesma que la de Becrux (β Crucis) y Decrux (δ Crucis). 
Lambda Cygni
Lambda Cygni (λ Cygni / 54 Cygni) ye una estrella múltiple na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,75.
Alcuéntrase a 769 años lluz del Sistema Solar.
El sistema estelar Lambda Cygni ta integráu por trés estrelles. Dos d'elles, Lambda Cygni Aa y Ab, formen una binaria, orbitada por una tercera componente, llamada Lambda Cygni B.
La separación visual ente la binaria Lambda Cygni A y Lambda Cygni B ye inferior a un segundu d'arcu.
Una cuarta estrella denominada Lambda Cygni C, dixebrada d'elles 83 segundos d'arcu, probablemente nun ye un miembru del sistema, sinón una estrella más alloñada na mesma llinia de visión.
Lamba Cygni Aa y Lambda Cygni Ab formen una binaria espectroscópica que les sos componentes son estrelles blancu-azulaes, casi idéntiques, de tipu espectral B5V.
Lambda Cygni Aa tien una temperatura efectivo de 15.629 ± 315 K, siendo'l so lluminosidá 1260 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 4,9 vegaes más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación ye de siquier 128 km/s.
La so masa ye de 5,5 mases solares.
Ye una «estrella Be» que xenera una fuerte emisión procedente d'un discu circundante de materia. Pal observador terrestre, el discu apaez aprosimao de perfil, polo que foi catalogada como «estrella con envoltura».
Lambda Cygni Ab tien una lluminosidá 800 vegaes mayor que la del Sol y una masa de 5 mases solares.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 11,6 años y la distancia media ente les dos estrelles ye de 11,3 UA. Sicasí, la elevada escentricidá de la órbita (y = 0,52) fai que la distancia ente elles varie ente 5 y 17 UA.
Lambda Cygni B ye tamién una estrella blancu-azulada de la secuencia principal, anque de tipu B7V.
Con magnitú aparente +6,06, ye 400 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa cuatro veces mayor qu'ésti.
Completa una órbita en redol a la binaria cada 391 años, y la separación media al respective de ella ye de 183 UA. Tamién la órbita ye escéntrica, polo que la separación varia ente 101 y 216 UA.
La metalicidá del sistema ye daqué más baxa que la del Sol ([Fe/H] = -0,05) y la so edá envalorada ye de 63 millones d'años.
Lambda Geminorum
Lambda Geminorum (λ Gem / 54 Geminorum / HD 56537) ye una estrella múltiple na constelación de Xéminis.
Alcuéntrase a 101 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, Lambda Geminorum A, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
De magnitú aparente +3,58, la so temperatura efectivo ye d'aprosimao 8600 K.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 28 soles y tien una masa de 2,2 mases solares.
Con un diámetru 2,4 vegaes más grande qu'el del Sol, la so velocidá de rotación proyeutada ye de 154 km/s, lo qu'implica que completa una vuelta en menos de 19 hores.
Separada visualmente 10 segundos d'arcu de la componente A, Lambda Geminorum B tien magnitú aparente +10,7 y la so magnitú absoluta dexa deducir que ye una nana naranxa de tipu K8.
Anque nun se reparó movimientu orbital dalgunu nos postreros 200 años, dambes estrelles muévense conjuntamente al traviés del espaciu.
El periodu orbital d'esta binaria supera los 3000 años y la separación media ente dambes estrelles ye cimera a 300 UA.
Descubierta per aciu tapecimientu llunar, mover nuna órbita bien próxima a la brillosa estrella blanca —la separación al respective de ella ye de namái unes centésimes de segundu d'arcu—, nun esistiendo consensu tocantes a les sos carauterístiques.
Lambda Hydrae
Lambda Hydrae (λ Hya / 41 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,61, ye la octava más brillosa de la so constelación.
Alcuéntrase a 113 años lluz del Sistema Solar.
Lambda Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIICN, onde les lletres «CN» indiquen que ye una estrella rica en cianóxenu (CN).
La so temperatura efectivo ye de 4940 ± 34 K.
Ye 46 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 10 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
Elementos como cobaltu, siliciu y manganesu son significativamente más abondosos; el conteníu d'esti últimu metal ye tres veces más eleváu que na nuesa estrella.
Tien una edá de 1080 ± 290 millones d'años y, con una masa ente 1,41 y 1,62 mases solares, el so cinemática correspuende a la d'una estrella del discu finu.
Lambda Hydrae ye una binaria espectroscópica —la so naturaleza binaria conocer pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 1585,8 díes (4,34 años).
La escentricidá de la órbita ye ε = 0,14.
Lambda Leporis
Lambda Leporis (λ Lep / 6 Leporis / HD 34816 / HR 1756) ye una estrella na constelación de Lepus, la llebre, de magnitú aparente +4,27.
Acordies col nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 1150 años lluz del Sistema Solar.
Lambda Leporis ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B0.5IV.
Bien caliente, tien una temperatura superficial de 26.850 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía radiada como lluz ultravioleta— 13.480 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 4,5 ± 1,3 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s.
Ye una estrella asemeyada a Becrux (β Crucis) o Dschubba (δ Scorpii), anque ta muncho más alloñada qu'éstes.
Lambda Leporis tien una masa de 12,2 ± 0,3 mases solares.
Tien una edá envalorada de 600.000 años, equivalente a 1/7700 parte de la edá del nuesu Sol; sicasí, una estrella tan masiva vive una curtia vida y, ello ye que Lambda Leporis ta yá abandonando la secuencia principal. La so masa supera sobradamente la llende de percima del cual les estrelles rematen la so vida españando en forma de supernova.
Lambda Librae
Lambda Librae (λ Lib / 45 Librae) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +5,03.
Anque nun tien nome propiu habitual, xuntu a κ Librae ostentó'l títulu de Jih, «el Sol».
Alcuéntrase prácticamente sobre la eclíptica, cerca de la llende cola vecina Escorpiu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 309 años lluz del Sistema Solar.
Lambda Librae ye un sistema estelar compuestu por dos, o quiciabes trés, componentes.
La primaria ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura efectivo de 20.350 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 810 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru 3,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 17 km/s, anque la so verdadera velocidá puede ser enforma mayor.
Presenta una metalicidá significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,27).
La so masa envalorada ye de 6,3 mases solares y tien una edá averada de namái 70 ± 50 millones d'años (1/66 de la edá del Sol).
De la estrella secundaria nada se sabe. Cada 12,48 díes completa una órbita alredor de la primaria, siendo la escentricidá de la mesma ε = 0,27.
El sistema podría tener una tercera componente adicional.
Lambda Librae ye una variable elipsoidal rotante (ELL).
Estes variables —ente les que s'atopen Espiga (α Virginis) o TY Corvi— son estrelles binaries cercanes que les sos componentes tienen forma elipsoidal pola atracción gravitatoria de l'acompañante.La variación de rellumu de Lambda Librae ye de 0,02 magnitúes.
Lambda Pegasi
Lambda Pegasi (λ Pegasi / 47 Pegasi / HD 215665) ye una estrella na constelación de Pegasu, dacuando conocida col nome de Sadalpheretz.
De magnitú aparente +3,97, alcuéntrase a 365 años lluz del Sistema Solar.
Lambda Pegasi ye una xigante mariella —anque tamién foi catalogada como superxigante— de tipu espectral G8II-III.
Tien una temperatura efectivo entendida ente 4650 y 4775 K.
La so lluminosidá ye 400 vegaes superior a la del Sol y tien un diámetru 30 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 8,0 km/s, magar ésti ye una llende inferior que depende del enclín del so exa de rotación.
Lambda Pegasi tien una metalicidá comparable a la del Sol, con un conteníu de fierro en rellación al de hidróxenu llixeramente per debaxo del valor solar (aprosimao'l 82% del mesmu).
La so masa envalórase ente 3,7 y 4 mases solares.
Tocantes a el so estáu evolutivu, piénsase que nel so nucleu ta empezando la fusión nuclear del heliu en carbonu y oxíxenu.
Va Rematar la so vida como una nana blanca con 3/4 partes de la masa del Sol.
Lambda Piscium
Lambda Piscium (λ Psc / 18 Piscium / HD 222603 / HR 8904) ye una estrella na constelación de Piscis.
De magnitú aparente +4,50, alcuéntrase a 101 años lluz del Sistema Solar.
Anque polo xeneral considerar miembru de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, esisten estudios que cuestionen dicha pertenencia.
Lambda Piscium ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V con una temperatura efectivo de 7646 K. 
Munches conocíes estrelles como Siriu (α Canis Majoris) o Denébola (β Leonis) son estrelles blanques de la secuencia principal; γ Crateris, na pequeña constelación de Crater, ye una estrella casi idéntica a Lambda Piscium.
Esta postrera tien una masa de 1,84 mases solares y una edá de 700 millones d'años.
Diverses estimaciones cifren el diámetru de Lambda Piscium ente un 20% y un 80% más grande qu'el del Sol. 
La so velocidá de rotación ye de siquier 63 km/s, magar ésti ye una llende inferior, una y bones el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Respectu al Sol amuesa un emprobecimientu en metales como fierro y níquel, siendo esti enclín más acusáu nel casu del magnesiu.
Lambda Serpentis
Lambda Serpentis (λ Ser / 27 Serpentis / HD 141004 / GJ 598) ye una estrella de magnitú aparente +4,43 que forma parte de la constelación de Serpens. Ta asitiada nel centru de Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, a pocu más de 1º de Unukalhai (α Serpentis).
Alcuéntrase a 38,3 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Lambda Serpentis ye una nana mariella de tipu espectral G0V que les sos carauterístiques físiques dexen definila como una análoga solar. 
Tien una temperatura efectivo de 5877 K y una lluminosidá el doble de la lluminosidá solar. El so diámetru ye más grande qu'el del Sol, ente'l 33% y el 39% mayor, y la so masa envalórase en 1,08 mases solares.
Coles mesmes, presenta una metalicidá comparable a la del Sol; les bayures relatives de diversos elementos químicos —fierro, sodiu, calciu o magnesiu, ente otros— son prácticamente iguales a les del Sol.
Lambda Serpentis paez tener una edá de 5600 millones d'años, siendo unos 1000 millones d'años más antigua que'l Sol. La so edá envalorada per aciu xirocronoloxía —basada na so periodu de rotación de 25,8 díes— ye tamién bien similar, aprosimao 5570 millones d'años. Nun se detectó la presencia d'un campu magnéticu na so superficie.
Les estrelles conocíes más cercanes a Lambda Serpentis son γ Serpentis y Gliese 585, respectivamente a 6 y 8 años lluz de distancia.
Lambda Tauri
Lambda Tauri (λ Tau / 35 Tauri / HD 25204 / HR 1239) ye una estrella variable de la constelación de Tauru de magnitú aparente +3,41. Alcuéntrase a unos 370 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Lambda Tauri ye una binaria eclipsante formada por una estrella azul de tipu espectral B3V y una subxigante blanca de tipu A4IV. Atópense bien próximes, apenes separaes 0,10 UA —un 27% de la distancia ente Mercuriu y el Sol—, y el so planu orbital ta casi na llinia de visión. La estrella blanca ye 95 vegaes más lluminosa que'l Sol ente que la estrella azul ye 4000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Al ser menos lluminosa la estrella blanca que l'azul, cuando la primer pasa per delantre de la segunda, el rellumu de Lambda Tauri baxa a magnitú +4,1. Ello asocede cada 3,95 díes, que correspuende al periodu orbital del sistema, y el eclís dura 1,1 díes de principiu a fin. Nel eclís secundariu (el pasu de la estrella azul per delantre de la estrella blanca) la variación del rellumu ye namái una tercer parte de la del eclís principal. Amás, la proximidá ente dambes estrelles fai que les fuerces de marea aburuyen la forma de les estrelles, polo que tamién el rellumu varia cuando nun hai eclises, en función de la sección de la estrella que ye visible. Hai cierta evidencia de que puede esistir tresferencia de masa ente los dos estrelles.
Lambda Ursae Minoris
Lambda Ursae Minoris (λ UMi / HD 183030 / HR 7394 / HIP 84535) ye una estrella na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente +6,35, siendo apenes observable a simple vista. Anguaño a pocu menos d'un grau del polu norte celeste, fai unos doscientos años Lambda Ursae Minoris foi la meyor Estrella Polar, yá que por cuenta de la precesión de los equinoccios el polu norte celeste describe un círculu alredor del polu norte de la eclíptica cada 25 780 años. Ello ye que el polu norte celeste va pasar ente Lamda Ursae Minoris y Polaris (α Ursae Minoris) nel añu 2060.
Asitiada a 876 años lluz del Sistema Solar, Lambda Ursae Minoris ye una xigante colorada de tipu espectral M1III con una temperatura superficial de 3800 K. 600 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 57 vegaes más grande qu'el radiu solar, aprosimao'l 69% de la distancia que dixebra Mercuriu del Sol. Ta catalogada como una variable semirregular que'l so rellumu fluctúa 0,10 magnitúes.
A 55 segundos d'arcu de Lambda Ursae Minoris puede reparase una estrella de magnitú 14, desconociéndose si dambes tán gravitacionalmente xuníes.
Si dambes estrelles formaren un verdaderu sistema binariu, la separación ente elles sería de siquier 15 000 UA y el periodu orbital devasaría'l millón d'años.
Lambda Virginis
Lambda Virginis (λ Vir / 100 Virginis / HD 125337) ye una estrella binaria na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,50. Recibe'l nome, escasamente utilizáu, de Khambalia, d'orixe coptu.
Alcuéntrase a 187 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada na base de datos SIMBAD col tipu espectral A1V, Lambda Virginis ye un binaria espectroscópica formada por dos estrelles Am, una clase d'estrelles con llinies d'absorción fuertes de dalgunos metales nel so espectru.
Los dos componentes de Lambda Virginis tienen igual temperatura, 8280 ± 200 K, pero nun son igualmente lluminoses; la estrella principal ye 20,8 vegaes más lluminosa qu'el Sol y la secundaria 12,6 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La primera tien una masa de 1,90 mases solares y la segunda de 1,72 mases solares.
Los modelos de evolución estelar suxuren que'l sistema tien una metalicidá inferior a la solar y cifren la so edá en 935 millones d'años.
Dambes estrelles roten a distinta velocidá; la velocidá de rotación proyeutada ye de 36 km/s pa la más lluminosa —con un radiu envaloráu de 2,35 radios solares—, y de 10 km/s pa la so compañera —con un radiu de 1,84 radios solares—.
El periodu orbital del sistema ye de 206,7 díes, siendo la escentricidá bien baxa (ε = 0,06). El semiexe mayor de la órbita ye de 1,05 UA, un 5% mayor que la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Lambda2 Fornacis
Lambda2 Fornacis (λ For / HD 16417 / HR 772) ye una estrella na constelación de Fornax de magnitú aparente +5,78 asitiada a 83 años lluz del Sistema Solar.
Lambda2 Fornacis ye una análoga solar —estrella de carauterístiques asemeyaes a les del Sol— de tipu espectral G1V.
Tien una temperatura efectivo de 5936 K y una lluminosidá 2,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 50% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,1 km/s.
El so tamañu y la so gravedá superficial, inferior a 4,5, indiquen que ye una estrella evolucionada que ta abandonando la secuencia principal.
La so edá envalórase en 5200 millones d'años aprosimao y tien una masa un 18% mayor que la masa solar.
Tien una actividá cromosférica desaxeradamente baxa.
Lambda2 Formacis amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cimeru a la solar nun 35% ([Fe/H] = +0,13). Otros elementos como níquel, magnesiu o siliciu tamién son sobreabundantes.
Coles mesmes, presenta un conteníu de litiu más altu qu'el del Sol (A(Li) = 1,71), anque inferior al valor cósmicu d'esti elementu.
El planeta estrasolar en redol a Lambda2 Fornacis, denomináu HD 16417 b, tien una masa similar a la de Neptunu. Orbita a una distancia media de 0,14 UA al respective de la estrella, un 36% de la distancia qu'hai ente Mercuriu y el Sol.
Completa una órbita alredor de Lambda2 Fornacis cada 17,2 díes.
LBV 1806-20
LBV 1806-20 ye una estrella hiperxigante —o posiblemente una estrella binaria— que s'atopa a una distancia envalorada ente 30.000 y 49.000 años lluz del Sol.
LBV 1806-20 atopar nel otru estremu de la galaxa, nel centru de la radio nebulosa G10.0-0.3. Ta nel estremu del cúmulu Cl* 1806-20, que forma parte de W31, una de les mayores rexones H II de la Vía Lláctea. Esti cúmulu contién otres estrelles supermasivas, como dos estrelles de Wolf-Rayet riques en carbonu (WC9d y WCL), dos hiperxigantes azules y un magnetar (SGR 1806-20).
El sistema tien una masa ente 130 y 200 mases solares y una lluminosidá variable ente 5 y 40 millones de soles, comparable a la de Eta Carinae o Estrella Pistola, toes elles estrelles variables azules lluminoses.
Anguaño'l so tipu espectral topar ente O9 y B2.
A pesar de la so lluminosidá, LBV 1806-20 ye virtualmente invisible dende la Tierra porque nos llega menos d'una milmillonésima parte de la so lluz, quedando'l restu absorbida por gas y polvu interestelar. Tien magnitú aparente 35 nel espectru visible y magnitú 8 en llargor d'onda de 2 μm nel infrarroxu cercanu.
Les teoríes actuales de formación estelar indiquen qu'una estrella tien de tener a lo más unes 120 mases solares, inferior a la masa mínimo envalorada de 130 mases solares pa LBV 1806-20. Recién estudios d'espectroscopia d'altu resolvimientu suxuren que LBV 1806-20 nun ye una única estrella sinón un sistema binariu masivu, siendo nesti casu la masa de caúna de les estrelles considerablemente inferior a la llende máxima pa la formación estelar.
Lesath
Lesath (υ Sco / υ Scorpii / 34 Scorpii) ye una estrella asitiada na constelación de Scorpius de magnitú aparente +2,70. El so nome, escritu tamién como Lesuth, paez provenir del árabe "Al Les'ah", «el aguiyón», pos xuntu a Shaula (λ Scorpii) ta asitiada a la fin de la cola del escorpión, xusto nel aguiyón. Otra posible etimoloxía alude a una corrección errónea per parte de Scaliger —astrónomu francés que conocía l'árabe— del términu "Alascha", del árabe "al laţkha" («el llurdiu borrosu»), referente al cercanu cúmulu abiertu M7.
Lesath ye una caliente subxigante azul de tipu espectral B2IV y 22.400 K de temperatura. Bien similar a la yá mentada Shaula, dambes estrelles formen parte de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus —asociación qu'inclúi estrelles visualmente tan alloñaes como α Lupi o η Centauri. Incluyendo la importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta, Lesath relluma con una lluminosidá 12.300 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un diámetru 7,5 vegaes más grande qu'el del Sol. Catalogada como una estrella Be —tipu d'estrelles caracterizaes por tener un discu de materia al so alredor—, la so masa ye 10 vegaes mayor que la masa solar. Ello asitiar na llinia divisoria ente les estrelles qu'esploten como supernoves, y les que rematen la so vida como nanes blanques masives. Alcuéntrase a 519 años lluz del Sistema Solar.
LH54-425
LH54-425 ([L72] LH 54-425 / [O96] L54S-4) ye una estrella binaria na constelación de Doráu asitiada na Gran Nube de Magallanes, galaxa vecina que s'atopa a unos 170.000 años lluz de distancia.
LH54-525 ye unu de los sistemes binarios conocíos más estremos. Los sos dos componentes, estrelles bien calientes y lluminoses de tipu espectral O, tienen una masa de 62 y 37 mases solares respectivamente. La separación ente elles ye de namái 0,17 UA, orbitando alredor del centru de mases común cada 2,25 díes. La edá probable del sistema ye inferior a 3 millones d'años.
Dende caúna de les estrelles del sistema sopla un fuerte vientu estelar. La zona de choque de los vientos supersónicos de caúna d'elles envolubra a la estrella más pequeña, produciendo una superficie curvada de gases sobrecalentados qu'emiten rayos X y radiación nel ultravioleta alloñáu.
La estrella más masiva pierde material a un ritmu de 500 billones de tonelades por segundu —cerca de 400 más que la perdida de masa del Sol al traviés del vientu solar— a una velocidá de 8,7 millones de km/h. La perda de masa estelar de la estrella más pequeña ye diez veces menor que la de la so compañera.
Conforme les estrelles avieyen y aumenten de tamañu, van empezar a tresferise cantidaes substanciales de masa ente elles, procesu que podría empezar nun millón d'años. La proximidá ente dambes probablemente provoque la so fusión nuna única estrella desaxeradamente masiva, comparable a la componente principal de η Carinae. Finalmente'l sistema va dar llugar a una supernova de gran enerxía.
LHS 1070
LHS 1070 ye un sistema estelar de magnitú aparente +15,42 asitiáu na constelación de Sculptor.
Ta compuestu por una nana colorada, LHS 1070 A, y dos oxetos, LHS 1070 B y C, posiblemente nanes marrones.
Alcuéntrase a 25,2 años lluz del Sistema Solar y l'estrella conocida más cercana a ella ye Gliese 915, a 7,3 años lluz.
La componente principal, LHS 1070 A, ye una nana colorada de tipu espectral M6.0V. 
Tien una temperatura efectivo de 3160 K y una masa ente'l 13% y el 16% de la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 6,8 km/s.
Amuesa una fuerte actividá fotométrica, siendo una estrella acandilante.
Nuna diagrama masa-lluminosidá, LHS 1070 A apaez demasiáu tenue pa la so masa o bien masiva pa la so lluminosidá. Esta aparente discrepancia puede debese a la presencia d'una compañera bien próxima de LHS 1070 A.
El descubrimientu d'esta hipotética acompañante foi echáu voz de en 1999, pero numberosos estudios posteriores nun pudieron confirmar la so esistencia.
LHS 1070 B y C formen un sistema binariu que'l so periodu orbital ye de 17,24 años. El semiexe mayor del so órbita ye de 3,53 UA.
De la mesma, el par BC xira en redol a LHS 1070 A cada 44 años, anque esta órbita ta mal determinada; el periodu orbital probablemente sía más llargu, ente 80 y 200 años. El semiexe mayor d'esta órbita puede ser de 8,6 UA.
Los dos órbites son coplanares.
LHS 1070 B tien tipu espectral M8.5V y una temperatura de 2450 K.
LHS 1070 C, de tipu espectral M9-9.5V, tien una temperatura de 2400 K.
Con una masa de 0,071 mases solares, rota cola mesma velocidá que la so compañera cercana.
Tanto LHS 1070 B como LHS 1070 C tán cerca de la llende qu'estrema a les nanes coloraes de les nanes marrones. Estos oxetos caracterizar por temperatures efectives bien baxes y pola formación de polvu nes sos atmósferes.
Nesti últimu oxetu detectóse un fogaral impulsivu» que demuestra que los oxetos na llende de la fusión del hidróxenu pueden amosar los mesmos eventos que les estrelles acandilantes.
Los fogarales impulsivos duren ente 100 y 1000 segundos y tienen gran amplitú; estos fogarales, reparaes en UV Ceti o YZ Canis Minoris, pueden mandar a aumentar el rellumu de la estrella hasta en 5 o 6 magnitúes.
LHS 1402
LHS 1402 (LP 885-57 / WD 0222-291) ye una nana blanca asitiada na constelación de Fornax. Distante unos 80 años lluz del Sistema Solar, visualmente ye bien tenue, siendo'l so magnitú aparente +18,05.
A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques como LHS 1402 nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante.
Col intre del tiempu, la temperatura superficial va baxando, moviéndose'l espectru d'emisión escontra'l colloráu, procesu que trai un amenorgamientu na lluminosidá.
Dichu enfriamientu ye cada vegada más lentu, polo que son bien poques les nanes blanques que la so temperatura efectivo ye inferior a 4000 K —les llamaes nanes blanques ultrafrías»—.
Incluyida nesti grupu, LHS 1402 tien una temperatura de 3240 ± 70 K, asumiendo una composición mista de hidróxenu y heliu. La so lluminosidá de namái 0,000035 soles; a títulu comparativu, la Estrella de Van Maanen, nana blanca cercana al Sistema Solar, ye 5 vegaes más lluminosa.
Tien una masa envalorada de 0,57 mases solares.
LHS 2090
LHS 2090 (LP 368-128 / NLTT 20726) ye una estrella de magnitú aparente +16,10 asitiada na constelación de Cáncer.
Anque yá figuraba nos catálogos Luyten Half Second y New Luyten Two Tenths —anque non nel Catálogu Gliese—, nun foi hasta 2001 cuando s'estableció, a partir del baxu resolvimientu del so espectru y del so eleváu movimientu propiu (0,79 segundos d'arcu/añu), que yera una de les estrelles más cercanes al Sistema Solar, yá que s'atopa a 20,8 ± 0,4 años lluz.
LHS 2090 ye una nana colorada de tipu espectral M6.5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de DX Cancri o LHS 292.
Tien una baxa temperatura superficial d'aprosimao 2464 K y la midida del so diámetru angular —0,22 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, equivalente al 15% del que tien el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 20,0 ± 0,6 km/s.
Como cabo esperar, la so lluminosidá bolométrica —enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda— ye bien baxa, pos apenes supón el 0,07% de la lluminosidá solar.
La rellación masa-lluminosidá pa estrelles de la secuencia principal dexa evaluar de forma averada la so masa, en redol al 15% de la masa solar.
LHS 2397a
LHS 2397a (LP 732-94 / GJ 3655) ye una estrella a 46,5 años lluz de distancia del Sistema Solar. Asitiada na constelación de Crater, alcuéntrase aprosimao al norte de Alkes (α Crateris) y noroeste de Labrum (δ Crateris). En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'una nana marrón nuna órbita bien próxima a esta estrella.
LHS 2397a ye una tenue nana colorada de tipu espectral M8V y magnitú aparente +19,57. Envalórase qu'el so masa equival al 9% de la masa del Sol y el so radiu al 10% del radiu solar. De bien baxa lluminosidá, ésta equival a 2,5 millonésimes de la lluminosidá solar.
En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'una nana marrón bien tenue a una distancia averada de 3,0 UA de LHS 2397a. L'oxetu ye de tipu espectral L7, con una masa ente 38 y 70 vegaes la masa de Xúpiter. En contra de lo que se pensaba nun principiu, estos sistemes binarios de baxa masa paecen ser relativamente corrientes; el descubrimientu del sistema de LHS 2397a traxo consigo l'afayu d'otros once sistemes similares.
LHS 288
LHS 288 (GJ 3618 / L 143-23 / LTT 3946) ye una pequeña estrella a 15,6 años lluz del Sistema Solar na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. A pesar de ser una de les estrelles más próximes al Sistema Solar, el so tenue rellumu —tien magnitú aparente +13,92— fai que nun sía visible a simple vista.
La estrella conocida más cercana a LHS 288 ye Gliese 440, nana blanca a 2,15 años lluz d'ella.
LHS 288 ye una nana colorada de tipu espectral M5.5V con una baxa temperatura superficial de 2770 ± 71 K.
La midida del so diámetru angular —0,277 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, aprosimao'l 14% del que tien el Sol.
Tien una masa envalorada igual al 11% de la masa solar y la so lluminosidá apenes supón el 0,1% de la lluminosidá solar.
Anque nun ta catalogada como estrella acandilante, estudios llevaos a cabu n'estrelles cercanes dexaron reparar en LHS 288 un fogaral de gran amplitú na rexón de rayos X.
Recién estudios astrométricos suxuren qu'alredor de LHS 288 puede esistir un oxetu con una masa 2,4 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y un periodu orbital de 7 años.
LHS 292
LHS 292, tamién conocida como GJ 3622 o LP 731-58, ye una pequeña estrella asitiada a daqué menos de 15 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Sextans. Ye una nana colorada de rellumu bien débil y magnitú aparente +15,60.
Les estrelles más cercanes a LHS 292 son Ross 128 (FI Virginis) y DEN 1048-3956, respectivamente a 5,8 y 7,1 años lluz de distancia.
LHS 292 ye una de les más tenues nanes coloraes de la nuesa redolada, con magnitú absoluta +17,32. La so masa ye apenes el 8,3% de la masa del Sol y la so lluminosidá ye namái una cenmilésima de la lluminosidá solar. Pertenez al tipu espectral M6.5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de DX Cancri.
LHS 292 ye una estrella acandilante, esto ye, dacuando sufre erupciones que faen aumentar drásticamente el so rellumu, magar nun tien asignada una denominación d'estrella variable. Estudios recién suxuren que ye una estrella binaria espectroscópica con una de les componentes más tenue que la otra.
LHS 4040
LHS 4040 ye una nana blanca que forma un sistema binariu al pie de una nana colorada denominada LHS 4039.
Un tercer oxetu más distante, APMPM J2354-3316C, completa'l sistema estelar.
Ésti tópase asitiáu a 65,5 años lluz de distancia del Sistema Solar en dirección a la constelación de Sculptor.
LHS 4039 (L 577-71), de magnitú aparente +12,8, ye la componente principal del sistema.
Ye una nana colorada de tipu espectral M4V —igual al de la estrella acandilante Ross 128—, visualmente a 6,5 segundos d'arcu de la nana blanca.
La separación real ente dambes estrelles ye d'unes 150 UA, 5 vegaes mayor que la distancia esistente ente Neptunu y el Sol.
La componente secundaria, LHS 4040 (WD 2351-335 / L 577-72), ye una nana blanca de magnitú aparente +13,56 y tipu espectral DA.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 8070 K y una lluminosidá equivalente al 0,079% de la lluminosidá solar.
La so masa ye igual al 49% de la masa solar y tien una edá envalorada —como nana blanca— de 810 ± 50 millones d'años.
El tercer oxetu, APMPM J2354-3316C, ye una tenue nana colorada de magnitú +20,7.
De tipu M8.5V, paez ser una estrella activa que presenta ciertes semeyances con LHS 2397a.
La so separación al respective de la binaria LHS 4039/LHS 4040 ye d'unes 2200 UA.
LP Trianguli Australis
LP Trianguli Australis (LP TrA / HD 150549 / HR 6204) ye un sistema estelar na constelación del Triángulu Austral. Alcuéntrase a 627 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La componente principal, de magnitú aparente +5,13, ye una estrella blanca de tipu espectral ApSi y 12.800 K de temperatura. La "p" indica que pertenez al grupu de les estrelles químicamente peculiares o estrelles Ap, que se caractericen pola so lenta velocidá de rotación en comparanza con otres estrelles de tipu A; la de LP Trianguli Australis ye de 56 km/s. La intensidá media de la so campu magnéticu superficial ye de 0,5 kG. Catalogada como una variable Alfa2 Canum Venaticorum, la so variación de rellumu ye de 0,033 magnitúes con un periodu de 3,76 díes, valor típicu dientro d'estes variables.
A 25 segundos d'arcu alcuéntrase una estrella de magnitú 11,5; a 6 segundos d'arcu d'ésta última esiste una tercer estrella más tenue de magnitú 12.
LR Velorum
LR Velorum (LR Vel / HD 80558 / HR 3708) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,90 na constelación de Vela, que representa la vela del míticu Argo Navis nel que viaxaron Jasón y los Argonautas.
La distancia a la que s'atopa ye incierta, pero la so posible pertenencia a la Asociación estelar Vela OB1 asitiar aprosimao a 1750 pársecs (5700 años lluz) del Sistema Solar.
LR Velorum ye una superxigante azul de tipu espectral B6Iae con una temperatura efectivo de 13.000 - 13.500 K.
Descomanadamente lluminosa, radia 60.250 vegaes más enerxía qu'el Sol —comparable a Deneb (α Cygni) o ν Cephei— y, como correspuende a la so clase, tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 45 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 41 km/s.
Ye una estrella bien masiva, siendo la so masa aprosimao 30 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida esplotando en forma de supernova.
LS Delphini
LS Delphini (LS Del) ye una estrella binaria na constelación del Delfín que s'alcuentra cerca de la llende con Vulpecula.
Alcuéntrase a 256 años lluz del Sistema Solar.
LS Delphini ye una binaria de contactu de tipu espectral F5/8V o G0V.
Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas, anque nel casu de LS Delphini el contactu ye namái marxinal.
Les temperatures respectives de les componentes son 6250 y 6129 K.
La más caliente ye un 7% menos lluminosa qu'el Sol y tien un radiu equivalente al 79% del radiu solar. Tien la metá de masa que'l Sol ente que la so compañera ye un 25% más masiva que la nuesa estrella.
La rellación ente les mases de dambes componentes, "q", ye igual a 0,375.
La estrella menos caliente ye la más lluminosa con casi'l doble de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 23% más grande qu'el del Sol.
El sistema ye deficitariu en metales en rellación al Sol ([Fe/H]= -0,46) y la so edá envalorada ye de 7100 millones d'años.
Clasificada como variable W Ursae Majoris, la condición de binaria eclipsante de LS Delphini afayóse por H.Y. Bond en 1976.
El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +8,61 y +8,76 a lo llargo del so periodu orbital de 0,36384 díes.
Reparóse que dichu periodu varia a lo llargo del tiempu.
El planu orbital ta inclináu 45,5º respectu al planu del cielu y los eclises son namái parciales.
LU Velorum
LU Velorum (LU Vel / GJ 375) ye un sistema estelar na constelación de Vela.
Alcuéntrase a 50,4 años lluz del Sistema Solar.
LU Velorum ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes iguales de tipu espectral M3.5V.
Tienen una temperatura efectivo de 3260 K y una masa equivalente al 36% de la masa solar.
Más pequeñes qu'el Sol, el so radiu puede ser d'aprosimao 0,4 radios solares.
Conjuntamente, la so lluminosidá equival al 5% de la lluminosidá solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,8766 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,026 UA.
Magar que el planu orbital ta inclináu 82º respectu al planu del cielu, LU Velorum nun ye una binaria eclipsante.
LU Velorum apaez catalogada como estrella acandilante, reparándose una variación de rellumu de más de dos magnitú.
Per otra parte, paez ser cromosféricamente activa polo que tamién ye una variable BY Draconis.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,018×10 W.
Luyten 726-8
Luyten 726-8 (L 726-8 / Gliese 65) ye'l séptimu sistema estelar más cercanu al Sistema Solar, tando asitiáu a 8,73 años lluz de distancia.
Les estrelles más cercanes a esti sistema son τ Ceti y YZ Ceti, respectivamente a 3,2 y 3,6 años lluz de distancia.
Visualmente alcuéntrase na constelación de Cetus, al nordés de Deneb Kaitos (β Ceti), nun siendo visible a simple vista. Afayóse en 1949 por Willem Jacob Luyten cuando taba arrexuntando datos pa un catálogu de les estrelles con mayor movimientu propiu; reparó'l so movimientu propiu especialmente alto de 3,37 segundos d'arcu per añu, denominando al sistema Luyten 726-8. Les estrelles que la formen son dos nanes coloraes; una d'elles, Luyten 726-8 B —conocida como UV Ceti—, ye un exemplu típicu de estrella acandilante.
Luyten 726-8 B (GJ 65 B / LHS 10) tien tipu espectral M6V y la so masa ye un 10% de la masa solar. En condiciones normales la so lluminosidá ye inferior a cuatro cenmilésimes de la lluminosidá solar, pero puede multiplicar el so rellumu por cinco en menos d'un minutu para dempués tornar al so rellumu normal nunos dos o tres minutos. En 1952 el so rellumu aumentó 75 vegaes en cuestión de 20 segundos.
Anque Luyten 726-8 B nun foi la primer estrella acandilante n'afayase, ye un exemplu notable d'esta clase de variables, y de fechu esti tipu d'estrelles tamién son llamaes estrelles UV Ceti.
La otra componente, Luyten 726-8 A (GJ 65 A / LHS 9) —tamién llamada BL Ceti—, ye coles mesmes una estrella acandilante, pero non de calter tan acusáu como la so compañera. De tipu espectral M5.5Ve, la so masa y diámetru son prácticamente iguales a los de Luyten 726-8 B, con una lluminosidá inferior a 6 cenmilésimes de la del Sol. Dambes estrelles mover nuna órbita elíptica a una alloña promediu de 5,5 UA; ente que nel periastru la separación ye de 2,1 UA, nel apoastru —máxima separación— ésta llega a les 8,8 UA. La duración del periodu orbital ye de 26,5 años.
Anque se postuló la posible esistencia de dos planetes mayores que Xúpiter alredor de Luyten 726-8 A —el primeru con una masa un 10% mayor que la de Xúpiter y el segundu con una masa un 40% mayor—, les últimes investigaciones llevaes a cabu col Telescopiu espacial Hubble nun atoparon evidencies de la presencia d'oxetos del tamañu d'un planeta xigante o d'una nana marrón.
LW Comae Berenices
LW Comae Berenices (LW Com / HD 111395 / HR 4864) ye una estrella na constelación de Melota de Berenice de magnitú aparente +6,31. Alcuéntrase a 57 años lluz de distancia del Sistema Solar.
LW Comae Berenices ye una nana mariella de tipu espectral G5V —tamién clasificada como G7V— y 5640 ~ K de temperatura efectivo.
Asemeyáu al Sol en munchos aspeutos —cabo clasificala como análoga solar—, relluma col 83% de la lluminosidá solar, siendo el so radiu'l 92% del de la nuesa estrella.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cimeru a la del Sol nun 26%.
Esti enclín reparar n'elementos como fierro, magnesiu, calciu, titaniu y cromu.
D'igual masa que'l Sol, LW Comae Berenices rota más apriesa qu'ésti, con una velocidá de rotación de siquier 2,60 km/s.
Ye una estrella variable BY Draconis, onde les variaciones de lluminosidá tán acomuñaes a la rotación; la amplitú de la variación ye de 0,1 magnitúes, siendo'l periodu de 15,8 díes.
M Velorum
M Velorum (M Vel / HD 83446 / HR 3836) ye una estrella na constelación de Vela, la vela del Argo Navis, de magnitú aparente +4,35. 
Asitiada a 107 años lluz de distancia del Sistema Solar, M Velorum ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V o A5V. Al igual qu'el Sol, llogra'l so enerxía de la fusión nuclear de hidróxenu en heliu, pero ye considerablemente más caliente qu'ésti, con una temperatura efectivo de 7977 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a Altair (α Aquilae), Sheratan (β Arietis) o γ Crateris.
Con una lluminosidá 19 vegaes mayor que la lluminosidá solar, la so velocidá de rotación nel ecuador ye de siquier 155 km/s, unes 75 vegaes más alta que la del Sol pero comparable a la d'otres estrelles análogues. El so conteníu metálico total —entendiendo por metales aquellos elementos más pesaos que l'heliu— ye un 30% mayor que nel Sol ([M/H] = +0,12).
Tolos elementos evaluaos —a esceición del cinc— son más abondosos que na nuesa estrella. Destaquen los altos niveles de manganesu y sodiu; el primeru d'ellos ye casi 6 vegaes más abondosa que nel Sol ente que'l segundu ye unes 4 vegaes más.
Una tenue estrella de magnitú +13,2 a 23 segundos d'arcu paez tar físicamente amestada a M Velorum.
Maasym
Maasym o Masym (λ Herculis / λ Her / 76 Herculis) ye una estrella de magnitú aparente +4,40 na constelación d'Hércules. El so nome, procedente del árabe "Misam", significa «la muñeca» (del brazu). Originariamente esti nome correspondía a ο Herculis pero darréu, probablemente por equivocación, pasó a designar a la estrella que nos ocupa.
Asitiada a 367 años lluz de distancia del Sistema Solar, Maasym ye una xigante naranxa de tipu espectral K4III más fría qu'el Sol, con una temperatura de 4215 K. La so lluminosidá, incluyendo la radiación infrarroxo emitida, ye 345 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Como xigante que ye, tien un diámetru calculáu a partir de la midida del so diámetru angular— 56 vegaes más grande qu'el diámetru solar. Xira sobre sigo mesma con una velocidá mínima de 6,2 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 281 díes.
Anque ensin dulda Maasym ye una estrella evolucionada, nun se conoz con exactitú'l so actual estáu evolutivu. Pue que tea aumentando'l so rellumu con un nucleu inerte de heliu, y nesi casu tendría una edá averada de 350 millones d'años. Otra manera, puede haber avanzáu más na so evolución y, consumiendo tol so heliu —con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu—, ta preparada p'aumentar en más de 12 vegaes la so presente lluminosidá, enantes de convertise nuna variable Mira. Nesti segundu escenariu la so edá correspondería a 430 millones d'años.
Maia (estrella)
Maia (20 Tauri / HD 23408 / HR 1149) ye una estrella que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +3,87 y alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia. Ye la cuarta más brillosa de les Pléyades, dempués d'Alcíone (25 Tauri), Atles (27 Tauri) y Electra (17 Tauri). "Maia" ye'l nome d'una de los siete fíes mítiques d'Atles y Pléyone.
Maia ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B8III. Irradia 660 vegaes más enerxía qu'el Sol dende la so caliente superficie a unos 12.600 K de temperatura. El so radiu, 5,5 vegaes mayor qu'el radiu solar, convertir nuna verdadera estrella xigante, magar estes xigantes azules nunca apuerten a tan grandes como les xigantes coloraes o anaranxaes, tipificaes pola cercana Aldebarán (α Tauri).
Como otres estrelles de les Pléyades, Maia ta arrodiada por una nebulosa de reflexón, nube de polvu y gas qu'arrodia a les estrelles más brilloses del cúmulu. Per otra parte, la velocidá de rotación de Maia ye baxa, faciendo que dalgunos elementos químicos somorguiar nel so interior por acción de la gravedá, ente qu'otros son llevaos a la superficie por radiación, lo que la convierte nuna estrella de mercuriu-manganesu.
Nel pasáu, l'astrónomu Otto Struve suxurió que Maia yera una estrella variable, con un periodu de poques hores. Pasó a ser el prototipu de les denominaes «variables Maia», onde taba incluyida Pherkad (γ Ursae Minoris). Anguaño la clase ta deshechada, una y bones Maia y el restu de les estrelles que formaben el grupu nun son variables n'absolutu.
Marfak
Marfak ye'l nome de dos estrelles distintes na constelación de Cassiopeia:
Marfik
Marfik (λ Oph / λ Ophiuchi / 10 Ophiuchi / HD 148857) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +3,82. El so nome provién del árabe "Al-Mirfaq" y significa «el coldu», refiriéndose al coldu d'Ophiuchus. Marsik, otru nome utilizáu pa esta estrella, sirve tamién pa designar a κ Herculis A y κ Herculis B.
Marfik ye una estrella binaria asitiada a 166 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los sos dos componentes son estrelles blanques de la secuencia principal. La componente principal, Marfik A, tien tipu espectral A1V y una temperatura de 9300 K. La otra componente, Marfik B, más fría con una temperatura de 8500 K, tien tipu espectral A4V. Marfik A ye 3,2 vegaes más lluminosa que la so compañera y 56 vegaes más qu'el Sol.
El so radiu ye 2,5 vegaes más grande qu'el de la nuesa estrella y ye 2,6 vegaes más masiva qu'ésta.
Marfik B, col doble de masa que'l Sol, tien un radiu un 90% más grande qu'el radiu solar.
Ciertes discrepancies na masa total del sistema faen abarruntar la esistencia d'una compañera cercana non detectada.
El periodu orbital del sistema ye de 129 años y al ser el so órbita escéntrica la separación ente los dos componentes varia ente 18 y 68 UA. La mínima separación tuvo llugar nel añu 1939, ente que nel añu 2004 la separación yera máxima. Una tercer estrella de magnitú 11, visualmente a 2 minutos d'arcu, comparte'l movimientu de Marfik al traviés del espaciu. Tan alloñada que nun se detectó movimientu orbital —la so distancia respeutu al par interior ye de siquier 6100 UA—, tien d'emplegar 185.000 años o más en completar una órbita.
Dende esta estrella una nana naranxa de tipu averáu K6—, les dos estrelles blanques veríense dixebraes una media de 0,5º, siendo'l so rellumu conxuntu equivalente al de dos luna llenes.
Markab
Markab (α Pegasi, / α Peg / 54 Pegasi) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Pegasu dempués de Enif (ε Pegasi) y Scheat (β Pegasi). Ye una de los cuatro estrelles que formen el asterismo del cuadrante de Pegasu. L'orixe del so nome puede ser la palabra árabe مركب "markab", «la siella del caballu», o bien puede provenir d'una mala trescripción de "Mankib", de la frase árabe منكب الفرس "Mankib al-Faras", «el costazu del caballu» (referíu a Pegasu). 
Markab ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal —xigante según otres fontes— de tipu espectral B9 asitiada a 140 años lluz del Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 10.500 K, el so radiu ye 4,3 vegaes más grande que radiu solar. Considerando una significativa cantidá d'enerxía emitida nel ultravioleta por ser una estrella caliente, la so lluminosidá equival a 205 soles.
Con una masa llixeramente cimero a 3 mases solares, Markab inda rota a gran velocidá, completando un xiru en menos d'un día y mediu. Ta rematando'l so evolución estelar dientro de la secuencia principal, esto ye, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la combustión de hidróxenu de mano la combustión de heliu, etapa na que se va espandir y va esfrecer ralentizando la so rotación; va convertir nuna xigante naranxa non bien distinta a como ye güei Kornephoros (β Herculis).
Marsik
Marsik o Marsic ye un nome que puede designar a trés estrelles distintes:
Los dos últimes estrelles, separaes visualmente 27 segundos d'arcu, formen una doble óptica y non un verdaderu sistema binariu.
Matar (estrella)
Matar (η Pegasi / η Peg / 44 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +2,95. El so nome provién del árabe سعد المطر, "Al Sa'd al Matar", significando «estrella afortunada de l'agua» o «agua de la suerte», ensin rellación col caballu aláu.
A una distancia de 215 años lluz del Sistema Solar, Matar ye un sistema estelar doble o seique cuádruple. La estrella brillosa a simple vista consiste nuna binaria cercana que les sos componentes tán dixebraes 3 UA. La más brillosa del par ye una xigante mariella de tipu espectral G2III con una temperatura de 5100 K y 262 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A5V y 7800 K de temperatura. El periodu orbital del sistema ye de 2,24 años.
A 90 segundos d'arcu del par anterior alcuéntrase otra estrella binaria de magnitú +9,7 y tipu G5. Puede tar gravitacionalmente amestada al par anterior o a cencielles coincidir na mesma llinia de visión. Nel primeru de los casos, los dos componentes d'esti par, visualmente a 0,2 segundos d'arcu, taríen dixebraes ente sigo siquier 13 UA completando una órbita cada 34 años. De la mesma, la separación ente dambes estrelles binaries sería de siquier 6000 UA.
Mebsuta
Mebsuta ye'l nome de la estrella ε Geminorum (ε Gem / 27 Geminorum). De magnitú aparente +2,98, ye la quinta estrella más brillosa na constelación de Xéminis. El so nome provién de l'antigua tradición árabe onde, al pie de la estrella Mekbuda (ζ Geminorum), formaben les garres d'un lleón. Asina, mientres el nome de Mekbuda provién d'una frase referente a la garra zarrada, Mebsuta fai referencia a la garra estendida. Melucta y Meboula fueron nomes utilizaos nel pasáu pa designar a Mebsuta.
Mebsuta ye una rara estrella superxigante mariella de tipu espectral G8Ib y 4360 K de temperatura. Con una lluminosidá equivalente a 7600 soles, ye visible a simple vista a pesar de que s'atopa a 900 años lluz de distancia. Ye una estrella muncho más grande qu'el Sol, con un diámetru 150 vegaes mayor qu'el diámetru solar; dispuesta nel centru del Sistema Solar, la so superficie algamaría la órbita de Venus. D'alcuerdu al so masa, envalorada ente 7 y 9 vegaes la masa solar, Mebsuta tópase xusto na llende p'acabar los sos díes como una nana blanca; si superar va esplotar como una supernova.
Mebsuta tien una compañera visual de novena magnitú dixebrada unos 2 minutos d'arcu, de la que mientres enforma tiempu pensóse que yera una compañera óptica. Sicasí, les sos carauterístiques —ye una estrella evolucionada de tipu K— suxuren una distancia exautamente igual a la de Mebsuta. Per otra parte, considerando que la edá de Mebsuta ye de 50 millones d'años a lo más, nun puede esistir nenguna compañera estelar de masa inferior a Mebsuta pero más evolucionada qu'ella. La compañera reparada probablemente namái transita pola vecindá de Mebsuta.
Como Mebsuta ta cerca de la eclíptica, pue ser despintada pola Lluna y dacuando por dalgún planeta. La postrera tapecimientu tuvo llugar el 8 d'abril de 1976 por Marte.
Megrez
Megrez (δ Ursae Majoris / δ UMa / 69 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,32.
El nome de Megrez provién del árabe "Al-Maghriz" y significa «el principiu de la cola» —de la osa—, indicando la so posición dientro de la constelación.
En China, esta estrella yera conocida como Kwan y Tien Kuen, «l'autoridá celestial».
Pa los hindús pue ser Atri, unu de los siete rishis.
Xuntu con otres estrelles de la constelación —como Alioth (ε Ursae Majoris), Phecda (γ Ursae Majoris) y Merak (β Ursae Majoris), ente otres forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, un grupu d'estrelles d'edá similar que se mueven al unísonu pel espaciu. Alcuéntrase a 81,4 años lluz del Sistema Solar, distancia similar a la d'otros miembros de l'asociación.
Megrez ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V. Con una temperatura efectivo de 8630 K, la so lluminosidá ye 20 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu aprosimao'l doble del radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 233 km/s.
La so masa dobla la del Sol y tien una edá envalorada de 50 millones d'años, percorriendo'l 60% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
A diferencia d'otres estrelles asemeyaes, como Denébola (β Leonis) o Merak, nun se detectó un discu circumestelar de polvu en redol a Megrez.
Meissa
Meissa (λ Ori / λ Orionis / 39 Orionis), tamién conocida como Heka o Raselgeuse, ye una estrella de la constelación d'Orión, tando asitiada na cabeza del cazador. Dambos nomes provienen del árabe, "Al-Maisan" «la estrella brillosa» y "Al-Haq’ah" «el llurdiu blancu».
A unos 1100 años lluz de distancia, Meissa ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes 4,4 segundos d'arcu y pueden resolvese fácilmente con un pequeñu telescopiu. La estrella más brillosa, de magnitú aparente +3,39, ye una xigante azul bien caliente que la so temperatura superficial ye de 35.000 K. De tipu espectral O8, ye una de les poques estrelles d'esti tipu visibles a simple vista, xuntu a Naos (ζ Puppis), Al Niyat (σ Scorpii) o Alnitak (ζ Orionis), ésta última tamién na constelación d'Orión. Incluyendo la radiación emitida nel ultravioleta, la so lluminosidá ye 65.000 vegaes mayor que la del Sol, y ye una de les estrelles más lluminoses que se conocen. La so masa tamién ye bien grande, 25 vegaes mayor que la masa solar, colo que va concluyir la so vida esplotando como una supernova.
Meissa forma parte del cúmulu estelar Collinder 69. Ta arrodiada por un enorme aníu de gas de 150 años lluz de diámetru allumáu pola estrella.
Mekbuda
Mekbuda (Zeta Geminorum / ζ Gem / 43 Geminorum) ye una estrella de la constelación de Xéminis que s'atopa a unos 1200 años lluz del Sistema Solar. El so nome provién del árabe "Al-Maqbudah", «la garra del lleón», rellacionáu con una figura árabe qu'ocupaba esta rexón del cielu.
Mekbuda ye una superxigante mariella de tipu espectral G0Ib con una temperatura efectivo averada de 5840 K.
Casi 3000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so diámetru ye 65 vegaes más grande'l diámetru solar.
Tien una masa cinco veces mayor que la del Sol y una edá d'aprosimao 40 millones d'años.
El principal interés de Mekbuda anicia en que ye una variable cefeida, una de les poques visibles a simple vista.
L'astrónomu Johann Friedrich Julius Schmidt foi'l primeru qu'alvirtió la so variabilidá en 1847.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +3,7 y +4,2 nun periodu de 10,139 díes. Igualmente varien el so tipu espectral y temperatura, ente 5300 y 5840 K. Esti tipu de variable pulsante ye especialmente interesante una y bones el so periodu ta directamente rellacionáu cola so lluminosidá intrínseca. Un periodu más llargu implica una mayor lluminosidá. Midiendo'l periodu puede conocese la so magnitú absoluta, y a partir d'ésta la distancia a la que s'atopa la estrella. Ye por ello que les cefeides empléguense como candeles estándar pa midir la distancia d'oxetos alloñaos como galaxes.
Mekbuda amuesa un conteníu metálico igual a la solar ([Fe/H) = 0,00).
Ente los diversos elementos evaluaos, ye'l carbonu el que presenta una bayura relativa menor ([C/H) = -0,22) —per debaxo del d'otres conocíes cefeides como η Aquilae o l Carinae—, ente que, otra manera, itriu y sodiu son sobreabundantes en rellación al Sol.
Una estrella que se repara a pocu más de 1 minutu d'arcu de Mekbuda nun ye una compañera real, sinón que namái ta na mesma llinia de visión. Sicasí, sí esiste una compañera tenue que nun puede ser resuelta visualmente con telescopiu.
Menchib
Menchib ye'l nome de la estrella ξ Persei (ξ Per, 46 Per) na constelación de Perséu. Dacuando ye conocida col nome de Menkib, más utilizáu pa la estrella ζ Persei. Anque con magnitú aparente +4,04 nun ye de les estrelles más brilloses de la constelación, ye notable por dellos motivos.
Una de les estrelles más calientes visibles a güeyu, Menchib tien una temperatura superficial de 37.500 K, enforma mayor qu'el Sol, que la so temperatura ye de 5780 K. Del raru tipu espectral O, nun se sabe con seguridad si ye una estrella xigante o superxigante. Sí paez claru que dexó de quemar hidróxenu nel so nucleu y, por tanto, abandonó la secuencia principal. La so lluminosidá en lluz visible ye equivalente a 13.500 soles, pero cuando se considera la radiación ultravioleta emitida la cifra xube a 330.000 soles. La gran distancia que nos dixebra d'ella, unos 1600 años lluz, torga que sía una de les estrelles más brilloses del cielu. Un fuerte vientu estelar, 10 millones de vegaes mayor que'l vientu solar, fai que Menchib pierda una cantidá significativa de masa cada añu: envalórase que, al nacer, la so masa yera 40 vegaes la masa solar. La so edá ye namái d'unos pocos millones d'años.
Otru factor a destacar ye que Menchib ye una estrella fuxitiva, esto ye, tase moviendo a gran velocidá dende'l so llugar de nacencia, la asociación estelar Perséu OB2, un cúmulu estelar en claru procesu de desintegración . Esta aceleración pudo ser causada por una esplosión d'una compañera cercana o por un alcuentru próximu con otra estrella masiva. Amás, piénsase que ye la responsable d'allumar la nebulosa de reflexón NGC 1499.
D'últimes hai que señalar que Menchib ye una binaria espectroscópica; la compañera, una estrella menos masiva de la que nada se sabe, orbita cada 6,95 díes alredor de la estrella principal.
Menkalinan
Menkalinan (β Aurigae / β Aur / 34 Aurigae) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Auriga, namái superada por Capella (α Aurigae). El so nome provién del árabe منكب ذي العنان ("mankib ðī-l-‘inān"), «el costazu del cocheru».
Menkalinan ye un sistema estelar asitiáu a 85 años lluz del Sistema Solar. Los dos componentes principales, Menkalinan A y Menkalinan B, formen una binaria espectroscópica eclipsante, que'l so rellumu conxuntu bazcuya ente magnitú aparente +1,85 y +1,93 cada 47,5 hores, cuando una de les estrelles clisa parcialmente a la otra dende la perspectiva del observador terrestre. Por cuenta de la fuerte atracción gravitatoria, dambes estrelles tán aburuyaes y nun tienen forma esférica. Los dos son subxigantes de tipu espectral A1IV qu'empezaron a camudar, aumentando en rellumu, al escosar el so hidróxenu internu. Amodo tán abandonando la secuencia principal pa convertise en estrelles xigantes.
Anque bien asemeyaos, les dos estrelles nun son idéntiques. Menkalinan A, con una temperatura efectivo de 9350 K, ye 51 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu de 2,76 radios solares y una masa 2,38 vegaes mayor que la del Sol.
Menkalinan B ye daqué más fría —9200 K— y relluma con una lluminosidá 44 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 2,57 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 2,29 mases solares.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 17,60 ± 0,06 radios solares —0,08 UA—.
Pa una metalicidá similar a la del Sol, la edá del sistema taría entendida ente 450 y 500 millones d'años.
Una tercer estrella, Menkalinan C (CCDM J05596+4457P), paez orbitar alredor del brillante par AB. Ye una nana colorada de magnitú 14 que la so separación real cola binaria AB ye de siquier 330 UA. Dende ellí, el brillante par d'estrelles blanques apenes podría ser resueltu a simple vista.
Menkalinan forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Menkar
Menkar o Menkab (α Ceti / α Cet / 92 Ceti) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Cetus con magnitú aparente +2,54, namái superada por Deneb Kaitos (β Ceti) y dacuando por Mira (ο Ceti).
Los términos Menkar o Menkab provienen de la palabra árabe منخر. "manħar", que significa «la ñariz», n'alusión a la so posición nel cuerpu del bisarma marina.
"Al Kaff al Jidhmah", nome utilizáu por Ulugh Beg y Al Tizini pa designar a esta estrella, güei aplícase a γ Ceti (Kaffaljidhma).
Asitiada a 220 años lluz del Sistema Solar, Menkar ye una fría xigante colorada de tipu espectral M1.5IIIa, que la so temperatura superficial ye de namái 3700 K. Visualmente ye 380 vegaes más lluminosa qu'el Sol, pero por ser una estrella fría una gran cantidá de la so lluz ye emitida como radiación infrarroxo non visible; d'esta forma, la radiación total procedente de Menkar ye 1800 vegaes mayor que la proveniente del Sol.
La so temperatura y lluminosidá dexen envalorar el so radiu, 84 vegaes más grande qu'el radiu solar; la midida directa del so diámetru angular (0,0116 segundos d'arcu), dan como resultáu un valor daqué inferior de 77 radios solares.
Menkar ye una variable irregular de tipu Lb, con variaciones errátiques nel so rellumu en redol al 6% del mesmu.
Ye una estrella notablemente deficiente en carbonu, siendo'l so conteníu d'esti elementu inferior al 20% del esistente nel Sol.
Igualmente destaca como radiofuente, onde les ondes de radiu aniciar pol vientu estelar que sopla dende la so superficie.
Menkar alcuéntrase na fase final de la so evolución estelar, y a midida que empiece a fundir el so nucleu de carbonu va volvese altamente inestable pa finalmente espulsar les sos capes esteriores formando una nebulosa planetaria. Nel so centru va quedar como remanente estelar una masiva nana blanca similar a Siriu B.
Menkent
Menkent (θ Centauri / θ Cen / 5 Centauri) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Centaurus, dempués de Alfa Centauri y Hadar o Agena (β Centauri). El so nome provién d'una palabra árabe pa «costazu» —del Centauru—, a la que s'añedió la palabra "Kent", abreviatura llatina de "Kentaurus".
Menkent ye una xigante naranxa asitiada a 61 años lluz de distancia, la tercer estrella d'estes carauterístiques más próxima a la Tierra dempués de Pólux (β Geminorum) y Arturu (α Boötis). Bien similar a la primera, namái la so mayor distancia fai que sía menos brillosa, anque con magnitú aparente +2,06 ye la 53ª estrella más brillosa del firmamentu. De tipu espectral K0IIIb, la so temperatura superficial ye de 4780 K. Ye 60 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar. Nel so nucleu, escosada yá la reserva de hidróxenu, el heliu tresformar en carbonu y oxíxenu, al igual que n'otres estrelles xigantes.
L'eleváu movimientu propiu de Menkent suxure que la estrella provién de la parte esterior del discu galácticu y que tan solo ye una visitante del distritu solar.
Menkib
Menkib (ζ Persei / ζ Per / 44 Persei) ye la tercera estrella con mayor rellumu na constelación de Perséu, por detrás de Mirfak (α Persei) y Algol (β Persei).
La so magnitú aparente ye +2,85.
Nun tien de ser confundida cola vecina Menchib (ξ Persei), dacuando tamién llamada Menkib.
Ye miembru de la Asociación estelar Perseus OB2 o «Asociación estelar de Zeta Persei», llamada asina poles estrelles de tipu O y B que contién.
Dicha asociación alcuéntrase a una distancia averada del Sistema Solar de 960 años lluz.
Menkib ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B1Ib bien caliente —el so temperatura efectivo algama los 22.040 K— y descomanadamente lluminosa, siendo la so lluminosidá equivalente a la de 105.000 soles.
Tien un diámetru 21 vegaes más grande qu'el del Sol y rota con una velocidá de rotación proyeutada de 54 km/s.
El so conteníu metálico ye daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,08.
Una estrella d'estes carauterístiques tien una vida curtia: envalórase la so edá actual nunos 12,6 millones d'años y, con una masa de 19 mases solares, nun-y queda enforma tiempu pa españar como una supernova.
Dos compañeres alloñaes completen el sistema estelar de Menkib. La primera d'elles, denominada Menkib B, ye una estrella blancu-azulada de tipu B8 y magnitú +9,16, asitiada a unes 3900 UA de la estrella principal; emplega siquier 50.000 años en completar una órbita alredor de la estrella primaria.
Merak
Dir a Merak (Desambiguación)
Merak (β Ursae Majoris / β UMa / 48 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu. Entá ostentando la denominación de Bayer «Beta», ye namái la quinta estrella más brillosa de la constelación, siendo la so magnitú aparente +2,34.
Merak ye una estrella familiar pa'l observadores del hemisferiu norte como estrella «apuntadora», llamada asina porque al estender la llinia que la xune cola cercana Dubhe (α Ursae Majoris), llegar a Polaris, la Estrella Polar.
El nome de Merak, tamién escritu como Mirak, provién del árabe "maraqq", «llombos», pola so posición nel cuerpu de la osa.
Na antigua Grecia pue ser conocida como Helike, unu de los nomes pol que yera conocida la totalidá del sietestrellu. En China llamar Tien Seuen, «la esfera armilar», ente que pa los hindús yera Pulaha, unu de los siete Rishis.
Al igual qu'el Sol, Merak ye una estrella de la secuencia principal, anque más grande y caliente qu'este. De tipu espectral A1V, tien una temperatura de 9000 K, rellumando con una lluminosidá 69 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Hai evidencia de que Merak, al igual que Vega o Fomalhaut, ta arrodiada por un discu de polvu. D'un tamañu asemeyáu a la órbita de Saturnu, les partícules de polvu que lo formen tienen una temperatura de dellos cientos K, asemeyáu a l'atopada nel nuesu sistema planetariu.
Anque nun s'afayaron planetes orbitando a Merak, la presencia de polvu indica qu'éstos pueden esistir o pueden tar en procesu de formación.
Asitiada a 79 años lluz del Sistema Solar, Merak forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu.
Merga (estrella)
Merga (h Bootis / 38 Bootis / HD 130945) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,77.
El so nome, tamién escritu como Marrha o na forma completa El Mara el Musalsela, provién del árabe المرأة المسلسلة, "al mar’ah al-musalsalah", «la muyer encadenada».
Otru nome que recibe esta estrella, ésti d'orixe llatinu, ye Falx Italica.
Merga ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F7IV con una temperatura superficial de 6339 K.
θ Ursae Majoris A y Fornacis A son estrelles de carauterístiques asemeyaes, pero, a diferencia d'éstes, Merga nun tien nenguna compañera estelar conocida.
Ye 8,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 18,7 km/s, casi 10 vegaes más rápida que la de la nuesa estrella.
Tien una bayura relativa de fierro asemeyáu a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
La so masa ye un 60% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 1800 millones d'años.
Alcuéntrase a 153 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Merope (estrella)
Merope o Mérope (23 Tauri / HD 23480 / HR 1156) ye'l nome d'una de les estrelles del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. Con magnitú aparente +4,14 ye la quinta estrella más brillosa del cúmulu y alcuéntrase a 440 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mérope ye'l nome de la séptima de les Pléyades, fíes del titán Atles y de la oceánide Pléyone.
Merope ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6IVe con una temperatura de 14.000 K. La so lluminosidá equival a 630 soles y el so radiu ye de 4,3 radios solares. Como la mayor parte de les estrelles de les Pléyades, la so velocidá de rotación ye bien alta, a lo menos 280 km/s —140 vegaes la del Sol—, completando un xiru en namái 18 hores. De resultes d'ello, alredor de la estrella esiste un discu de gas qu'emite radiación, siendo Merope, al igual qu'otres estrelles del cúmulu, una estrella Be. Anque'l discu ye más finu qu'el de Pléyone (28 Tauri), ésti ye lo suficientemente trupu y caliente como pa xenerar rayos X.
Merope ye una estrella variable Beta Cephei, con pequeños cambeos de rellumu del orde de 0,01 magnitúes. Recibe la denominación, como variable, de V971 Tauri.
En redol a Merope alcuéntrase una nebulosa de reflexón, llamada NGC 1435 o Nebulosa Merope. Ye parte d'una nebulosa que'l cúmulu de les Pléyades ta travesando y que presenta l'área más brillosa alredor de Merope. Anque nun principiu pensóse que yera'l restu de la nube a partir de la cual formáronse les Pléyades, anguaño créese que l'alcuentru cola nebulosa ye casual.
Mesarthim
Mesarthim (γ Arietis / γ Ari / 5 Arietis) ye una estrella na constelación d'Aries, la cuarta más brillosa de la mesma. El so nome significa en sánscritu "la primer estrella d'Aries". Ye una estrella binaria que les sos dos componentes, γ Arietis y γ Arietis, tienen un rellumu similar y pueden ser fácilmente resueltes al tar dixebraes 8 segundos d'arcu. Alcuéntrase a 204 años lluz de distancia del Sistema Solar.
γ Arietis (HD 11502 / HR 545) ye una estrella blanca de tipu espectral B9 V y ye la más caliente de los dos, con una temperatura de 11.000 K. Anque visualmente ye menos brillosu que la so compañera —tien magnitú aparente +4,83—, en realidá ye más lluminosa al emitir mayor cantidá de radiación ultravioleta non visible, siendo la so lluminosidá 56 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una masa averada de 2,8 mases solares.
γ Arietis ((HD 11503 / HR 546), de magnitú +4,75, ye de tipu espectral A1p y tien una lluminosidá entendida ente 43 y 52 soles. Ye una estrella Ap con un fuerte campu magnéticu, unes 1000 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre.
El magnetismu, concentráu en ciertes zones de la estrella, favorez la separación de dalgunos elementos químicos; en concretu, γ Arietis amuesa una alta concentración de siliciu.
Por cuenta de la rotación estelar les distintes concentraciones d'elementos entren y salen del campu de visión, dexando conocer el periodu de rotación de γ Arietis —1,609 díes— y causando pequeñes variaciones de rellumu.
Arriendes d'ello, γ Arietis ta catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, siendo la amplitú de la variación de 0,04 magnitúes.
Los dos estrelles tán dixebraes 500 UA a lo menos, con un periodu orbital de siquier 5000 años.
Messier 40
Messier 40 (Conocida como Winnecke 4 o WNC 4) ye una Estrella Binaria óptica que foi atopada por Charles Messier cuando investigaba una nebulosa qu'equivocadamente llegó a sopelexar pol mesmu observador Johannes Hevelius un sieglu enantes. Alcuéntrase naconstelación de sietestrellu.
El consensu xeneral ye que se trata más d'un sistema binariu ópticu, mas que dos estrelles interactuando físicamente, nel espaciu.
Metallah
Metallah, Mothallah o Caput Trianguli ye'l nome de la estrella α Trianguli (α Tri / 2 Trianguli).
Entá siendo la estrella "Alfa" de la constelación de Triangulum, ye la segunda más brillosa de la mesma con una magnitú aparente de +3,42 detrás de β Trianguli. "Metallah" provién del árabe y significa «triángulu», ente que "Caput Trianguli" vien del llatín y significa «cabeza del triángulu».
Unes 13 vegaes más lluminosa qu'el Sol, Metallah ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F6IV, esto ye, ta acabando o acabó la fusión del hidróxenu y ta empezando la fusión de heliu. La so temperatura superficial ye de 6350 K y el so radiu ye 3 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 81,6 km/s.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
La so masa envalorada ye 1,5 vegaes mayor que la masa solar y ye una estrella más evolucionada que la nuesa estrella. La so edá cífrase en namái 2700 millones d'años, daqué más de la metá de la edá del Sol, yá que cuanto mayor ye la masa d'una estrella más curtia ye la so vida.
Metallah ye una binaria espectroscópica con una compañera bien tenue de la que nada se sabe. Tien De tar estraordinariamente cerca —quiciabes en redol a 0,04 UA—, una y bones el periodu orbital ye de namái 1,74 díes. Dambes atópense a 64 años lluz del Sistema Solar.
Miaplacidus
Miaplacidus o Miaplácidus (Beta Carinae / β Car / HD 80007) ye, con magnitú aparente +1,67, la segunda estrella más brillosa de la constelación Carina, detrás de Canopus (α Carinae). Foi la estrella «"Alfa"» de l'antigua constelación de Robur Carolinum.
El nome de Miaplácidus apaeció per vegada primera en 1856 cuando foi publicáu l'atles estelar "Geography of Heavens", de Elijah Hinsdale Burritt. L'orixe y significáu del términu foi un enigma mientres décades, hasta que William Higgins, un espertu en nomes d'estrelles, conxeturó que'l nome de Miaplácidus aparentemente ye una combinación del árabe مياه "miyāh" («agües») y del llatín "placidus" («plácidu»).
Asitiada a 111 años lluz de distancia del Sistema Solar, Miaplácidus ye una subxigante blanca de tipu espectral A2IV con una temperatura efectivo de 9100 K.
La so lluminosidá ye 210 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye casi seis veces más grande qu'el del Sol. El so velocidá de rotación, de siquier 139 km/s, da llugar a un periodu de rotación de 2,1 díes.
A partir de la teoría d'estructura y evolución estelar puede envalorase la so masa, siendo ésta ente 3 y 3,1 vegaes mayor que la masa solar.
Con una edá ente 260 y 350 millones d'años, nel so interior ta rematando la fusión del hidróxenu y el so nucleu tien de tar formáu casi puramente por heliu inerte. En namái 2,5 millones d'años va empezar el tresformamientu del heliu en carbonu, y Miaplácidus va crecer pa convertise nuna xigante colorada.
A diferencia d'otres estrelles de tipu espectral A con discos de polvu alredor, posibles llugares de formación de sistemes planetarios, en Miaplácidus nun s'atopó evidencia dalguna al respeutu.
Minelava
Minelava (δ Virginis / δ Vir / 43 Virginis) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +3,38. Xuntu a Heze (ζ Virginis), ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación, dambes estrelles de rellumu bien similar. Alcuéntrase a 202 años lluz del Sistema Solar.
Tanto Minelava como Auva, otru nome utilizáu pa designar a esta estrella, provienen del árabe عوى "awwa’", «(perru) lladrador».
El términu "Awwa" tamién s'usó pa designar al pequeñu grupu d'estrelles de la constelación compuestu por Zavijava (β Virginis), Porrima (γ Virginis), Vindemiatrix (ε Virginis), Zaniah (η Virginis) y la mesma Minelava.
Nel Éufrates δ Virginis yera conocida como Lu Lim, «la gacela», «la cabra» o «el venáu». Los hindúes llamar Apa o Apas, «les agües».
Minelava ye una fría xigante colorada de tipu espectral M3III y 3720 K de temperatura, una de les poques estrelles d'esta clase visibles a simple vista.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +3,32 y +3,40, tando catalogada como una variable semirregular. La so lluminosidá ye equivalente a 630 soles, incluyida una gran parte de la so enerxía que ye emitida na rexón infrarroxa del espectru.
Tien un radiu, calculáu a partir de la so temperatura y lluminosidá, 61 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a una cuarta parte del radiu de la órbita terrestre. A partir de la midida del so diámetru angular (0,0098 milisegundos d'arcu), llógrase un valor similar de 65 radios solares.
Amuesa una metalicidá asemeyada a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Con una masa ente 1,5 y 2 mases solares, Minelava verdaderamente ye una estrella na fase final de la so vida. Sicasí, nun se conoz con exactitú en que puntu s'atopa na so evolución; puede tar amontando'l so rellumu con un nucleu inerte de heliu, puede empezar a atenuase al empecipiar la fusión d'heliu, o puede igualmente tar aumentando en rellumu con un nucleu inerte de carbonu.
A 80 segundos d'arcu ye visible una estrella que puede ser una compañera real, magar nun hai estudios al respeutu. Si verdaderamente forma un sistema binariu con Minelava, el so rellumu correspuende al d'una nana naranxa de tipu K. Taría asitiada a una distancia mínima de 5000 UA, siendo'l periodu orbital del sistema cimeru a 200.000 años.
Minkar
Minkar ye'l nome de la estrella ε Corvi (ε Crv / 2 Corvi), de magnitú aparente +3,02 y la cuarta más brillosa de la constelación de Corvus, dempués de Gienah Gurab (γ Corvi), Kraz (β Corvi) y Algorab (δ Corvi). Alcuéntrase a daqué más de 300 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Minkar ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III que la so temperatura superficial ye de 4230 K. Con una lluminosidá 930 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye de 57 radios solares, o lo que ye lo mesmo, 0,26 UA, equivalente a una cuarta parte de la distancia ente la Tierra y el Sol. La so masa envalorada ye unes 4 vegaes mayor que la masa solar. La so antigüedá depende de la fase evolutiva na que s'atope. Con un nucleu inerte d'heliu, pue tar amontando la so lluminosidá per primer vegada, lo que correspuende a una edá averada de 165 millones d'años; puede empezar la fusión del heliu y la so lluminosidá ta tornando; o puede tar aumentando'l so rellumu per segunda vegada con un nucleu de carbonu-oxíxenu, lo qu'implica una edá cercana a 190 millones d'años.
Minkar tien un conteníu en metales —midíu como la rellación fierro/hidróxenu— un 26% mayor qu'el del Sol; en concretu destaca la bayura de oxíxenu y manganesu. Anque foi clasificada como una estrella de bariu «leve», l'ausencia d'una compañera xenera duldes al respeutu. Piénsase que nesti tipu d'estrelles el bariu vien de una compañera antaño más masiva y güei convertida nuna nana blanca, que-yos venció subproductos resultantes de la fusión nuclear. 
Mintaka
Mintaka (Delta Orionis / δ Ori / 34 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión que'l so nome deriva de la palabra árabe para petrina, منطقة "manţaqah". Xuntu a Alnitak (ζ Orionis) y Alnilam (ε Orionis), forma parte del llamáu Cinturón d'Orión, y colles forma'l grupu conocíu como «Los trés Maríes».
En realidá Mintaka ye una estrella múltiple complexa; a un minutu d'arcu de la estrella principal puede reparase otra estrella de magnitú aparente +6,8. A la distancia de 915 años lluz a la que s'atopa Mintaka, la separación real ente dambes ye de siquier 0,25 años lluz. Ente estos dos componentes esiste una tenue estrella de magnitú 14. La estrella de magnitú 6,8 ye amás una binaria espectroscópica.
La componente principal —que llamamos Mintaka— tien magnitú +2,23 y ye tamién una estrella binaria, que la so duplicidá afayóse tamién per aciu espectroscopia. Ta compuesta por una estrella azul de tipu espectral O9.5II y una estrella clasificada como B0III o B2V. Caúna d'elles ye 90.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo estrelles bien masives, con una masa de 20 mases solares caúna. El periodu orbital del par ye de 5,73 díes, clisándose llixeramente la una a la otra, lo que trai una cayida nel rellumu de 0,2 magnitúes. 
En 1904 Johannes Franz Hartmann, usando la lluz proveniente de Mintaka, afayó qu'el espaciu interestelar de la galaxa nun ta vacíu y contién gas y polvu.
Mira (estrella)
Mira (Ómicron Ceti / ο Cet / 68 Ceti) ye una estrella variable de la constelación de Cetus, «la ballena».
Una de les estrelles más notables del cielu nocherniegu, la so magnitú aparente varia ente +2,0 —siendo nesi momentu la estrella más brillosa de la constelación— y +10,1 —cuando nun ye visible a simple vista— con un periodu de 332 díes.
Ello dio orixe al so nome, "Mira", procedente del llatín "mira", «maraviyosa, estelante».
La distancia a la que s'atopa ye incierta; ente que les midíes realizaes enantes del satélite Hipparcos asitiar a 220 años lluz del Sistema Solar, los datos d'Hipparcos indiquen una distancia de 418 años lluz, con un marxe del erru del 14%.
Puede ser que la variabilidá de Mira fuera yá conocida na antigua China, Babilonia y Grecia.
Lo que ye seguro ye que la variabilidá de Mira foi rexistrada pol astrónomu David Fabricius dende'l 3 d'agostu de 1596. Al reparar el planeta Mercuriu, Fabricius precisaba una estrella de referencia pa comparar posiciones, escoyendo una estrella de tercera magnitú cercana enantes inalvertida —Mira—. Sicasí, escontra'l 21 d'agostu'l rellumu de la estrella aumentara una magnitú, ente que pa ochobre d'esi mesmu añu nun yera yá visible. Fabricius supunxo que yera una nova, hasta que la vio de nuevu'l 16 de febreru de 1609.
En 1638, Johann Holwarda determinó'l periodu de los remanecimientos de la estrella n'once meses; de cutiu atribúyese a esti astrónomu frisio el descubrimientu de la variabilidá de Mira. Na mesma dómina, Johannes Hevelius reparó la peculiar estrella, denominándola «Mira» —nel sentíu de «maraviyosa» o «estelante»— na "Historiola Mirae Stellae" de 1662, pos el so comportamientu estremar del de cualesquier otra estrella conocida. Ismail Bouillaud envaloró'l so periodu en 333 díes, lo que supón menos d'un día de diferencia respeutu al periodu anguaño aceptáu de 332 díes.
Hai una considerable especulación sobre si Mira fuera yá reparada enantes de Fabricius. La hestoria de Algol (β Persei) —con seguridá conocida como variable en 1667, anque distintes lleendes amuesen que fuera reparada dende milenios con rocea— suxure que Mira pudiera ser conocida na antigüedá. Karl Manitius, traductor del "Comentariu en Aratus" de Hiparco de Nicea, suxure que ciertes llinies d'aquel testu del sieglu II e.C. pueden tratar sobre Mira. Otros catálogos, como los de Ptolemeo, Al-Sufi, Ulugh Beg y Tycho Brahe nun la menten, nin siquier como estrella «normal». Esisten tres observaciones d'archivos chinos y coreanos, de 1596, 1070 y 134 e.C. —el mesmu añu que Hiparco de Nicea fadría les sos observaciones— que suxuren que la estrella podría ser yá conocida naquelles dómines.
Mira ye una xigante colorada de tipu espectral mediu M7IIIe; ésti varia ente M5 y M9 —momentu nel que la so temperatura y rellumu son menores—. De resultes de la so variabilidá, ye problemáticu definir la so temperatura y tamañu, una y bones estos parámetros dependen del momentu del ciclu nel cual realícese la midida y de la llargor d'onda utilizada; consecuentemente, la so lluminosidá tampoco ye inequívoca.
La relativa cercanía de Mira dexa, sicasí, midir la so diámetru angular. Ésti dexa calcular el so radiu, que varia dende 2 UA en lluz visible, hasta aprosimao'l doble en lluz infrabermeyo.
Considerando una temperatura superficial de 3000 K, la so lluminosidá puede envalorase n'aprosimao 8.500 vegaes la lluminosidá solar —incluyendo una gran cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo—.
Mira alcuéntrase nes últimes fases de la so evolución estelar.
Fai miles de millones d'años yera una estrella asemeyada al Sol, pero, una vegada escosáu'l so combustible de hidróxenu y heliu, tresformóse nuna estrella bien distendida y lluminosa. La so variabilidá provién de pulsaciones na so superficie, cambeos nel tamañu de la estrella —que pueden suponer un 15% en cada pulsación— qu'afecten tamién a la so temperatura y lluminosidá.
Observaciones llevaes a cabu col telescopiu espacial GALEX na rexón ultravioleta punxeron de manifiestu que Mira dexa un rastru de materia proveniente de les sos capes esternes, creando un cercu de 13 años lluz de llargor unes tres veces la distancia que dixebra'l Sol de la estrella más cercana, Proxima Centauri—, formada a lo llargo de 30.000 años o más.
Piénsase qu'una onda de choque d'afigura o gas estruyíu xenera'l cercu; dicha onda de choque resulta de la interaición ente'l vientu estelar de Mira y el gas nel espaciu interestelar, al traviés del cual la estrella mover a gran velocidá —130 km/s—.
La masa del rastru» de Mira envalórase nunes 3.000 vegaes la de la Tierra.
N'última instancia, el material perdío va constituyir una nebulosa planetaria, ente que el remanente estelar va entestar nuna nana blanca d'un tamañu asemeyáu al del nuesu planeta.
Mira forma un sistema binariu con una acompañante, Mira B, resuelta en 1995 pol Telescopiu Espacial Hubble. Distante 70 UA de la primaria, imaxes nel ultravioleta y rayos X amuesen una espiral de gas procedente de Mira en dirección a Mira B. El periodu orbital d'esta compañera ye de 400 ~ años.
Mira B tópase arrodiada por un discu protoplanetariu, formáu a partir del material procedente del vientu solar de Mira. Piénsase que probablemente Mira B ye una nana naranxa de tipu K con una masa averada de 0,7 mases solares, y non una nana blanca como se creyó primeramente.
Mirach
Mirach (β Andromedae / β And / 43 Andromedae) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Andrómeda, dempués de Alpheratz (α Andromedae), con una magnitú aparente media de +2,07. Alcuéntrase a 199 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Mirach, según les sos formes derivaes Merach, Mirac, Mirak y Mirar, provienen del árabe المراق "al-maraqq", que'l so significáu ye «los llombos». Esta estrella describióse en 1521 nes Tables alfonsíes como "super mirat", d'onde procede la so denominación actual.
Otros nomes menos avezaos pa designar a esta estrella fueron Cingulum y Ventrale, esti postreru pola posición que d'antiguo ocupaba na constelación.
Na astronomía árabe tardida señalaba'l llau derechu d'Andrómeda, siendo conocida como "Al Janb al Musalsalah", «el llau de la Muyer Encadenada».
Dellos autores incluyeron a Mirach, xuntu a υ Piscium, φ Piscium y χ Piscium, na estación llunar copta "Kuton", «el filo»; ya igualmente en "Arit", un asterismo del antiguu Exiptu.
Mirach ye una xigante colorada de tipu espectral M0III con una temperatura superficial de 3800 K y un radiu 86 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye 1900 vegaes más lluminosa qu'el Sol, incluyendo una importante cantidá d'enerxía emitida como radiación infrarroxo. Como otres estrelles de la so clase, ye llixeramente variable, magar la so variación nun ta bien estudiada; el so rellumu varia ente magnitú +2,01 y +2,10. Con una masa envalorada ente 3 y 4 mases solares, nun ta llueñe del so final como nana blanca.
Mirach tien una tenue acompañante de magnitú 14, 60.000 vegaes menos lluminosa que la estrella principal. Dambes tán dixebraes siquier 1700 UA.
Miram
Miram (η Persei / η Per / 15 Persei / HD 17506) ye una estrella na constelación de Perséu. En China, xuntu a γ Persei, yera conocida como Tien Chuen, «el barcu celestial». De magnitú aparente +3,77, alcuéntrase a aprosimao 1300 años lluz del Sistema Solar. Nun ye miembru del Cúmulu d'Alfa Persei, que ta asitiáu a la metá de distancia.
Miram ye una superxigante naranxa de tipu espectral K3Ib. Enantes catalogada como superxigante colorada de tipu M3, la so clasificación actual ye más consecuente cola so temperatura de 4300 K. 13.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, la midida directa del so diámetru angular per aciu interferometría dexa evaluar el so radiu, 220 vegaes mayor qu'el radiu solar y del mesmu tamañu que la órbita terrestre. La velocidá de rotación midida ye de 5,8 km/s, lo qu'implica un llargu periodu de rotación igual o inferior a 5 años, magar, dependiendo del enclín del so eje, podría ser notablemente inferior.
Estrella descomanadamente masiva, la so masa ta entendida ente 9 y 11 mases solares —el valor exautu depende del estáu evolutivu nel que s'atope. Dichu valor entraña la posibilidá de que concluya los sos díes como una de les nanes blanques más masives (con una masa de 1,4 mases solares), como una nana blanca de neón, ya inclusive qu'esplote en forma de supernova.
Esisten delles estrelles visualmente próximes a Miram que probablemente namái tán na mesma llinia de visión. HD 237009, asitiada a casi mediu minutu d'arcu de Miram, pudiera ser, sicasí, una compañera real. De magnitú +8,51 y tipu A0, taría dixebrada siquier 11.500 UA de Miram si verdaderamente forma con ella un sistema binariu.
Mirfak
Mirfak —escritu tamién Mirphak, Marfak o Mirzac— ye'l nome de la estrella α Persei (α Per / 33 Persei / HD 20902), la más brillosa de la constelación de Perséu, con magnitú aparente +1,79.
El nome de Mirfak vien de la frase árabe "Marfiķ al Thurayya", «el coldu de les Pléyades». Algenib, nome tamién utilizáu pa designar a esta estrella, provién del árabe الجنب "al-janb" o الجانب "al-jānib", «el lladral» o «el llau»; sicasí, esti nome tamién sirve pa designar a la estrella γ Pegasi.
En China, xuntu a γ Persei, δ Persei y otres estrelles menores, α Persei yera Tien Yuen, «la solar celestial».
Asitiada a 590 años lluz de distancia, Mirfak ye una estrella superxigante blancu-mariella de tipu espectral F5Ib con una temperatura superficial de 6180 K.
Relluma con una lluminosidá equivalente a 5000 soles y tien un radiu 62 vegaes más grande qu'el radiu solar. Nel diagrama de Hertzsprung-Russell alcuéntrase mui cerca a la rexón de les cefeides, estrelles pulsantes que'l so ciclu ta directamente rellacionáu cola so lluminosidá —Mirfak podría ser, de la mesma, una estrella pulsante bien modesta—. Considerar por ello útil nel estudiu d'estes variables, que son importantes candeles estándar.
La so masa ta entendida ente 7 y 8 mases solares y fai unos 30 o 50 millones d'años —la cifra depende de la masa esacto— yera una estrella azul caliente de tipu B.
Al contrariu que n'otres constelaciones, en Perséu munches de les estrelles tán físicamente rellacionaes. Asina, Mirfak ye la estrella principal del llamáu Cúmulu d'Alfa Persei, que engloba a estrelles cercanes y menos brilloses, formaes fai unos 50 millones d'años aprosimao.
Mizar
Mizar ye'l nome de la estrella ζ Ursae Majoris (ζ UMa / 79 Ursae Majoris) na constelación del sietestrellu, la cuarta más brillosa de la mesma, con magnitú aparente +2,23. De los trés estrelles que formen la cola de la osa, ye la que ta en mediu, ente Benetnasch (η Ursa Majoris) y Alioth (ε Ursa Majoris).
Anque Mirak yera'l nome orixinal de ζ Ursae Majoris —una repetición del que tien Merak (β Ursae Majoris)—, paez que nel sieglu XVI, l'eruditu Julius Caesar Scaliger incorrectamente camudar a Mizar, nome que perduró hasta los nuesos díes.
Esta denominación, según les sos variantes Mizat y Mirza, provién del árabe ميزر "el mio'zar" y significa «faxa».
En India esta estrella podría ser Vashishtha (Vásishtha), unu de los siete sabios principales de la dómina védica.
Con bona vista puede estremase una compañera más débil al este de Mizar, denominada Alcor (80 Ursae Majoris). El poder estremar a simple vista dambes estrelles constitúi un exerciciu clásicu d'agudez visual.
La separación real ente Mizar y Alcor ye d'un cuartu de añu lluz y, anque los sos movimientos propios indiquen que se mueven xuntes, nun ta claru si formen un sistema binariu o si namái ye una estrella doble óptica, como se pensara hasta agora.
Mizar foi la primera estrella binaria afayada col telescopiu; probablemente foi Benedetto Castelli quien, en 1617, pidió a Galiléu Galilei que la reparara. Mizar A (HD 116656 / HR 5054) ye una estrella blanca de tipu espectral A2V y magnitú +2,27. Mizar B (HD 116657 / HR 5055) tien magnitú +4,0 y ye una estrella de tipu A5-7. Dixebraes siquier 500 UA, empleguen 5000 años en completar la órbita.
De la mesma, Mizar A foi la primera binaria espectroscópica descubierta, siendo Edward Charles Pickering quien reveló la so duplicidá en 1889. El so periodu orbital ye de 20,54 díes y los dos componentes son aprosimao igual de lluminoses. Caúna d'elles tien una masa de 2,5 mases solares.
Pa completar el sistema estelar, Mizar B ye igualmente una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 175,6 díes. Ye una estrella con llinies metáliques deficiente en aluminiu y calciu pero con conteníos altos de siliciu, ceriu y samariu. Caúna de les componentes de Mizar B tien una masa envalorada de 1,6 mases solares.
Incluyendo a Alcor, el sistema Mizar entiende 5 estrelles, toes elles estrelles blanques de la secuencia principal.
Asitiaes a 78 años lluz del Sistema Solar, formen parte de la Asociación estelar del sietestrellu, grupu esvalixáu d'estrelles que se mueven d'igual manera pel espaciu. Les estrelles más brilloses del Carru Mayor» —sacante Dubhe (α Ursae Majoris) y Benetnasch (η Ursae Majoris)— son miembros d'esta asociación.
MR Delphini
MR Delphini (MR Del) ye un sistema estelar na constelación del Delfín de magnitú aparente +11,01.
La so distancia averada al Sistema Solar ye de 205 años lluz.
MR Delphini ye, en primer instancia, una binaria visual de tipu espectral K0 que les sos componentes topar separaes 1,8 segundos d'arcu.
La estrella más brillosa d'esta binaria ye, de la mesma, una binaria eclipsante con un periodu orbital de namái 0,5217 díes (12,52 hores).
Mientres el eclís tien llugar un amenorgamientu de rellumu de 0,31 magnitúes.
La componente más caliente d'esti subsistema tien una temperatura efectivo de 4900 K, siendo'l so lluminosidá 7,7 vegaes inferior a la del Sol.
El so radiu ye un 45% más pequeñu qu'el radiu solar.
La otra componente tien una temperatura de 4400 K y una lluminosidá 2,5 vegaes mayor que la de la so compañera, siendo'l so radiu un 17% más pequeñu qu'el del Sol.
La rellación ente les mases de les componentes, ye casi igual a la unidá —"q" = 0,915—, con mases que correspuenden a 0,63 y 0,69 mases solares pa les componentes caliente y fría respectivamente.
Dambes estrelles tán dixebraes por namái 0,014 UA y el planu orbital ta inclináu 79º respectu al planu del cielu.
MR Delphini foi catalogada como un oxetu del halo galácticu o del vieyu discu pol so movimientu propiu y la so baxa metalicidá ([M/H] = -0,99).
A pesar de la so edá, el sistema emite rayos X blandos y presenta actividá cromosférica.
Pequenes variaciones de rellumu na so curva de lluz fuera del eclís, fueron interpretaes como provenientes de manches estelares fríes nuna o los dos componentes de la binaria eclipsante.
Los sos datos astrométricos y fotométricos asemeyar a les de les variables BY Draconis o variables RS Canum Venaticorum de curtiu periodu.
Coles mesmes, en 2001 informóse sobre una erupción estelar que duró 25 minutos.
MS Serpentis
MS Serpentis (MS Ser / HD 143315) ye una estrella binaria na constelación de Serpens, na rexón de Sepens Caput mui cerca de la llende con Corona Boreal.
Tien magnitú aparente +8,21 y alcuéntrase a 252 años lluz del Sistema Solar.
La componente fría del sistema ye una subxigante o xigante naranxa de tipu espectral K2IV-III.
Tien una temperatura efectivo de 4600 K y una masa equivalente al 71% de la masa del Sol.
El so radiu ye 3,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
La componente caliente ye una nana mariella de tipu G8V —paecida a 82 Eridani— que la so temperatura ye de 5500 K.
Con una masa de 0,84 mases solares, el so radiu ye igual al del Sol.
La so velocidá de rotación ye de siquier 7 km/s.
La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye 3,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 9,0148 díes, siendo'l valor del semiexe mayor de la órbita 0,044 UA.
MS Serpentis tien una órbita galáctica muncho más escéntrica que la del Sol (y = 0,31).
Ello provoca que la so distancia respeutu al centru de la Vía Lláctea varie ente 13.100 y 25.000 años lluz.
MS Serpentis ye una variable BY Draconis, reparándose una variación de rellumu de 0,11 magnitúes.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,034 × 10 W.
MT Pegasi
MT Pegasi (MT Peg) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +5,89.
Alcuéntrase a 81 años lluz de distancia del Sistema Solar.
MT Pegasi ye una nana mariella de tipu espectral G1V.
Ye una análoga solar de 5781 K de temperatura efectivo con una lluminosidá calculada a partir del fluxu bolométrico— un 23% superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu apenes un 1% más grande qu'el del Sol y rota con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 5,08 km/s.
Con una masa de 1,07 mases solares, piénsase que ye una estrella nueva con una edá ente 680 y 1200 millones d'años.
Nun se detectó escesu nel infrarroxu a 24 μm, polo que nun esiste constancia de qu'esti arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Amás, MT Pegasi ta catalogada como variable BY Draconis, siendo la so variación de rellumu en banda O de 0,02 magnitúes. El so periodu fotométricu ye de 8,10 díes.
MT Pegasi tien una metalicidá bien asemeyada a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Los diversos elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, anque los niveles de oxíxenu y sodiu son daqué menores que na nuesa estrella.
Per otra parte, la bayura relativa de litiu ye mayor que la del Sol (log(A)Li = 2,60).
MT Pegasi forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, qu'inclúi, ente otres estrelles, a π UMa, V774 Tauri y HD 165185, toes elles de carauterístiques asemeyaes a MT Pegasi.
Mu Andromedae
Mu Andromedae (μ And / 37 Andromedae / HD 5448) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +3,87. Alcuéntrase a 130 años lluz del Sistema Solar.
Mu Andromedae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V.
Con una temperatura superficial de 8090 K, tien una lluminosidá 35 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —0,66 ± 0,11 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 2,8 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 74 km/s, lo que trai que completa una vuelta sobre sigo mesma en menos de 2 díes.
La so masa envalorada a partir de la teoría d'estructura y evolución estelar— ye de 2,3 mases solares y tien una edá averada de 530 millones d'años.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes como Vega (α Lyrae) o σ Bootis, Mu Andromedae paez tar arrodiada por un discu d'escombros; ello puede implicar la esistencia de planetes, magar nengún deteutóse hasta'l momentu.
Mu Aquilae
Mu Aquilae (μ Aql / 38 Aquilae) ye una estrella na constelación del Águila.
De magnitú aparente +4,45, ye'l decimotercer astru más brillosu na so constelación.
Alcuéntrase a 108 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida de namá'l 0,8%.
Mu Aquilae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3IIIb con una temperatura efectivo de 4428 ± 19 K.
Ye 26 vegaes más lluminosa qu'el Sol, lo que supón una baxa lluminosidá pa una estrella de les sos carauterístiques, yá que ye aprosimao la metá de lluminosa que Pólux (β Geminorum) o ε Aquilae.
Modelos teóricos dan-y un radiu ocho vegaes más grande qu'el radiu solar, en concordanza col tamañu de 8,2 radios solares deriváu a partir del so diámetru angular —2,30 ± 0,02 milisegundos d'arcu—.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 2,8 km/s.
Mu Aquilae tien una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = 0,00) y ye rica en cianóxenu, condición que comparte con Rasalas (μ Leonis) o Unukalhai (α Serpentis).
Mu Arae
Mu Arae (μ Arae, embrivíu μ Llabra), tamién conocida como HD 160691 ye una estrella subxigante mariellu-naranxa tipu G similar al nuesu Sol. Ta aprosimao a 49,8 años lluz de distancia y alcuéntrase na constelación Ara (Español: l'Altar). La so magnitú aparente ye de +5,12, lo que la fai visible a güeyu. Envalórase que tien 108% de la masa del Sol y puede ser un 32% más grande.
Según los datos llograos pol satélite Hipparcos amuesa un paralax de 65,46 milisegundos d'arcu. Tien aprosimao 1,7 vegaes la lluminosidá del Sol y abarrúntase que ye más antigua, moviéndose a la fase subxigante de la so evolución estelar. μ Arae ye rica en metales, muncho más que'l Sol.
Afayáronse cuatro planetes estrasolares orbitando a μ Arae, incluyendo unu que se cree podría ser el primer planeta predresu descubiertu alredor d'una estrella de secuencia principal.
El sistema foise afayando gradualmente, planeta a planeta hasta llegar a un total de cuatro objetos que orbitan a μ Arae. Abarrúntase que trés son xigantes gaseosos, y l'otru pue ser un planeta predresu, o un xigante gaseosu de poca masa.
μ Arae b tien 1,5 vegaes la masa de Xúpiter y orbita alredor de la zona de habitabilidad. El so periodu orbital ye de 650 díes. El descubrimientu d'esti planeta foi anunciáu'l 12 d'avientu de 2002.
μ Arae c foi afayáu'l 13 de xunu de 2002. Ye un xigante gaseosu de tres veces la masa de Xúpiter, y tien una órbita altamente escéntrica que fai que la so distancia a la estrella varie drásticamente.
μ Arae d nel momentu del so descubrimientu, yera'l planeta menos masivu atopáu alredor d'una estrella de secuencia principal. El so descubrimientu foi anunciáu'l 25 d'agostu de 2004. La so masa mínimo ye solo 14 vegaes la de la Tierra y orbita mui cerca de μ Arae, completando una revolución cada 9,5 díes. El descubrimientu foi fechu cola ayuda del espectrógrafu "High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS)" (Buscador de Planetes de Velocidá Radial d'Alta Precisión). Los datos que revelaron la esistencia d'esti planeta fueron axuntaos n'ocho noche d'observación 
en xunu de 2004.
Acordies con los modelos actuales de formación de planetes, los científicos creen que μ Arae d ye probablemente un planeta predresu, non un xigante gaseosu. Calcúlase que 14 vegaes la masa de la Tierra ye, teóricamente, el tamañu máximu pa un planeta predresu. Ye posible qu'un planeta predresu d'esti tamañu formárase por cuenta de que μ Arae tien mayor conteníu metálico qu'el nuesu Sol. Si esti ye'l casu, μ Arae d pudiera ser el primer planeta predresu fora del nuesu Sistema Solar orbitando una estrella de secuencia principal. La superficie del planeta tien de ser bien caliente por causa de la cercanía con μ Arae; envalórase que la temperatura de la superficie tien de ser d'alredor de 900 K. La so superficie tendría de ser, pos, volcánica. La probabilidá d'esistencia de vida tal que la conocemos ye, poro, desaxeradamente pequeña.
μ Arae y ye un planeta de casi'l doble de la masa de Xúpiter. El so descubrimientu foi anunciáu n'agostu del 2006. Orbita a una distancia averada de 0,921 UA y el so periodu orbital ye de 310,55 díes. Lo más probable ye que se trate d'un xigante gaseososo.
Nengún de los planetes orbitando μ Arae son visibles directamente dende la Tierra. Los cuatro fueron alcontraos utilizando'l métodu de detección de planetes estrasolares de velocidá radial.
Mu Cancri
Mu Cancri o Mu2 Cancri (μ Cnc / 10 Cancri / HD 67228) ye una estrella na constelación de Cáncer —el cámbaru— de magnitú aparente +5,30.
Nun tien de ser confundida con Mu1 Cancri (BL Cancri), variable pulsante visualmente a pocu más de 1º.
Mu Cancri ye una subxigante mariella de tipu espectral G1IV distante 76 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura efectivo ente 5770 y 5840 K.
Como subxigante que ye, el so radiu ye un 82% más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá 3,6 vegaes mayor que la del Sol: na etapa de subxigante, el diámetru y la lluminosidá de la estrella aumenten, ente que la temperatura mengua llixeramente, polo qu'estrelles nesta fase tienen diámetros más grandes y temperatures más baxes qu'otres estrelles de la secuencia principal de masa similar.
Mu Cancri xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 5,5 km/s, dos veces y media más apriesa que'l Sol.
La so masa ye un 20% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 5400 - 5640 millones d'años.
Tocantes a la so composición elemental, Mu Cancri tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— un 40% mayor que la solar.
Los conteníos d'elementos como itriu, circoniu, bariu y ceriu siguen el mesmu enclín que'l fierro.
El restu de los elementos —a esceición del manganesu— tamién son más abondosos que nel Sol.
Mu Capricorni
Mu Capricorni (μ Cap / 51 Capricorni / HD 207958 / HR 8351) ye una estrella de magnitú aparente +5,08.
Ta asitiada na constelación de Capricorniu a 35 minutos d'arcu al sur de la eclíptica.
Ensin nome propiu habitual, dacuando conocer como Kuh, «la que llora». 
Alcuéntrase a 90 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Capricorni ye una estrella de tipu espectral F2V que la so temperatura efectivo ye d'aprosimao 6776 K.
Relluma con una lluminosidá 5,2 vegaes mayor que la del Sol y, con una edá de 1600 millones d'años, piénsase que ta abandonando la secuencia principal, siendo tamién catalogada como xigante de tipu F1III.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 69,3 km/s y la so masa envalorada ye un 46% mayor que la masa solar.
Mu Capricorni amuesa un conteníu metálico que, en llinies xenerales, ye asemeyada al del Sol ([Fe/H] = -0,08). 
Sicasí, esiste emprobecimientu de ciertos elementos como zirconiu, cinc y estronciu —el conteníu d'esti postreru ye la metá que nel Sol— y, nel otru estremu, arriquecimientu d'elementos como bariu, vanadiu y neodimiu; esti últimu elementu del grupu de les tierres rares ye 2,6 vegaes más abondosa que nel nuesu Sol.
Mu Cassiopeiae
Mu Cassiopeiae (μ Cas / 30 Cassiopeiae / HD 6582 / HR 321) ye una estrella binaria na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +5,12. Recibe'l nome de Marfak, que comparte con θ Cassiopeiae. Alcuéntrase relativamente próxima al Sistema Solar, a 24,6 años lluz de distancia.
Una traza destacada de Mu Cassiopeiae ye'l so gran movimientu propiu de 3,78 segundos d'arcu per añu. El so velocidá relativa respectu al Sol ye de 167 km/s, diez veces mayor que los valores habituales. La metalicidá del sistema de namá'l 15% de la solar, y la baxa lluminosidá de la estrella principal pa la so tipu espectral —un 44% de la del Sol—, dexen clasificar al sistema como una subenana clásica. Estes estrelles formen parte del halo galácticu qu'arrodia'l discu de la galaxa, y son estrelles bien antigües de Población II. La edá de Mu Cassiopeiae envalórase en 7900 millones d'años.
Mu Cassiopeiae A, de tipu espectral G5VIp, tien una masa averada de 0,60 mases solares. La so temperatura efectivo de 5297 K y el so radiu de 0,79 radios solares —calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular— son comparables a los d'estrelles de tipu K0V con mayor metalicidá como Alsafi (σ Draconis) o Gliese 75.
Mu Cassiopeiae B ye una nana colorada probablemente de tipu M5 que se mueve nuna órbita escéntrica a una distancia de la estrella A entendida ente 0,63 UA y 2,25 UA, emplegando 21,75 años en completar una vuelta. La so lluminosidá bolométrica apenes algama'l 0,62% de la lluminosidá solar.
Mu Centauri
Mu Centauri (μ Cen / HD 120324 / HR 5193) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +3,46.
Nun tien nome propiu habitual, anque en China yera conocida, xuntu a ν Centauri y φ Centauri, como Wei, «la balanza».
Ye miembru de la Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus y alcuéntrase a 505 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Centauri ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2; anque catalogada como subxigante, les sos carauterístiques físiques correspuenden a les d'una estrella a la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
La so temperatura efectivo ye de 22.700 K y relluma con una lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, 7180 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 156 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 1,75 díes.
Ye una estrella Be arrodiada por un discu circumestelar, que dende la nuesa perspectiva amuésase aprosimao de perfil; ésti ye tan opacu que Mu Centauri ye considerada una «estrella con envoltura».
Igualmente ye una estrella variable del tipo Gamma Cassiopeiae con variaciones de rellumu impredicibles.
Tien una masa 9,1 vegaes mayor que la masa solar.
Mu Centauri tien una compañera estelar, separada 5 segundos d'arcu, de la qu'apenes nada se sabe.
Otra posible acompañante, visualmente a 48 segundos d'arcu, nun ye tal, sinón namái una compañera óptica que nun ta físicamente rellacionada con Mu Centauri.
Mu Cephei
Mu Cephei (μ Cephei / El mio Cephei / HD 206936) ye una estrella na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +4,04.
Recibe'l títulu de Estrella granate por cuenta del so intensu color coloráu, especialmente destacáu si reparar al traviés de prismáticos o telescopios pequeños.
Alcuéntrase a una incierta distancia del Sistema Solar entendida ente 2.400 y 2.800 años lluz.
Mu Cephei una estrella hiperxigante colorada de tipu espectral M2Ia o M1I una de les estrelles más grandes que se conocen.
El so diámetru calculáu a partir de la midida directa del so diámetru aparente de 0,021 segundos d'arcu y considerando que ta a 2.400 años lluz— ye 1.650 vegaes mayor qu'el solar, equivalente a unes 13,5 UA; otru autores, sicasí, asígnen-y un diámetru menor, 1.420 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so comparanza cola estrella de Barnard, una nana colorada cercana, equival a comparar una cabeza d'anfiler cola cúpula de la Basílica de San Pedro; si considérase que la lluz tarda 0,133 segundos en circunnavegar la Tierra y 14,577 segundos en circunnavegar el Sol, la cifra emplegada nel casu de Mu Cephei —24.077,8 segundos o 6,69 hores—, da una clara idea del tamañu estelante d'esta estrella.
La lluminosidá de Mu Cephei equival a 350.000 vegaes la del Sol —pa una distancia de 2.400 años lluz—, pero si considérase la distancia mayor de 2.800 años lluz, la so lluminosidá xube a 475.000 soles.
La so temperatura superficial ye de 3700 K.
Presenta un conteníu en metales llixeramente cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Mu Cephei ta arrodiada polo que paez un gran discu de polvu y agua que'l so radio internu y esternu equival, respectivamente, a dos y cuatro veces el radiu de la estrella.
Coles mesmes, en redol a Mu Cephei detectóse una nebulosa circumestelar, namái visible nel infrarroxu, de forma esférica —sacante nel so interior, onde tien una pronunciada morfoloxía asimétrica—, que'l so radio ye de siquier 6 segundos d'arcu.
Los modelos indiquen que mientres los postreros 1000 años, Mu Cephei esperimentó una constante perda de masa, a un ritmu averáu de 10 mases solares per añu.
La so masa actual ye 15 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 10 millones d'años. Na parte interna de la so envoltura circunestelar amuesa intensa radiación máser de la molécula de monóxidu de Siliciu.
Mu Cephei ye'l prototipu de les estrelles variables semirregulares SRC, superxigantes coloraes con amplitúes na variación de lluminosidá del orde d'una magnitú y periodos dende unos 30 díes a dellos miles d'años.
Mu Ceti
Mu Ceti (μ Cet / 87 Ceti / HD 17094) ye un sistema estelar na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,20. Alcuéntrase a 84 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El sistema estelar Mu Ceti puede constar de trés o cuatro componentes, toes demasiáu próximes pa poder ser resueltes con telescopiu. La estrella principal ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F0IV, con una temperatura superficial de 7300 K y una lluminosidá 7,5 vegaes mayor que la del Sol. Estos valores dexen envalorar el so radiu, 1,7 vegaes más grande qu'el radiu solar, y la so masa, un 60% mayor que la del Sol. El so periodu de rotación ye inferior a 1,5 díes, enforma menor que la solar, pero normal pa una estrella de les sos carauterístiques.
Toos estos parámetros suxuren qu'en realidá entá ta na secuencia principal y nun evolucionó como subxigante.
Tien una metalicidá comparable a la del Sol ([M/H] = +0,04)
y paez ser una variable del tipu Delta Scuti.
Mu Ceti ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 3,29 años. Coles mesmes, al tar cerca de la eclíptica dacuando ye despintáu pola Lluna, lo que dexó conocer otra componente a 0,1 segundos d'arcu, que pudiera ser, d'alcuerdu al so rellumu, una estrella de tipu G3 similar al Sol. Una tapecimientu posterior amosó dos estrelles entá más próximes —probablemente nanes marielles de tipu G2 y G6—, una de les cualos puede ser la responsable de la variación espectroscópica.
Mu Columbae
Mu Columbae (μ Columbae / μ Col / HD 38666 / HR 1996) ye una estrella na constelación de Columba de magnitú aparente +5,18. Alcuéntrase a unos 1300 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Columbae ye una estrella azul bien caliente de tipu espectral O9.5V con una temperatura superficial de 33.700 K. Como correspuende a esti tipu d'estrelles, la so lluminosidá ye bien grande: incluyida una gran cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta, ye 23.300 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye 4,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y, como ye característicu d'esta clase d'estrelles, rota a gran velocidá —más de 140 km/s—, completando una vuelta en menos de día y mediu.
El so masa envalórase unes 12 vegaes mayor que la masa solar.
Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie fai que pierda masa a razón de 0,1 millonésimes de la masa solar cada añu.
La característica más notable de Mu Columbae ye que, al igual que AE Aurigae, ye una estrella fuxitiva. Allóñase directamente d'esta postrera a más de 200 km/s; anque n'otru tiempu tuvieron xuntes, agora tán dixebraes visualmente 70º. Estudiando les sos trayectories nel pasáu, atopóse que los sos caminos cruciáronse fai 2,5 millones d'años, y que dambes estrelles tamién tán rellacionaes con Hatysa (ι Orionis), un sistema estelar que la so componente principal ye una binaria cercana con una órbita notablemente escéntrica. Piénsase que se produció un choque ente dos estrelles binaries, que'l so resultancia foi que dos de les estrelles intercambiaron posiciones y otros dos —Mu Columbae y AE Aurigae— fueron despidíes a gran velocidá al traviés del espaciu.
Mu Crucis
Mu Crucis (μ Crucis / μ Cru) ye una estrella binaria na constelación de la Cruz del Sur que les sos componentes tán dixebraes 34,9 segundos d'arcu y puédense resolver con binoculares o con un telescopiu pequeñu. La so magnitú aparente conxunta ye de +3,7. Alcuéntrase a unos 370 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El sistema estelar de Mu Crucis ta formáu por dos estrelles azules calientes de tipu espectral B, denominaes Mu1 y Mu2. Anque tán tan separaes que nun se reparó movimientu orbital, el so movimientu común al traviés del espaciu nun ufierta duldes tocantes a la so rellación física. 
Mu1 Crucis (HD 112092 / HR 4898) ta clasificada como B2IV-V, esto ye, ye una estrella subxigante o una estrella de la secuencia principal. D'alcuerdu al profesor Jim Kaler, tratar d'una estrella bien nueva que s'acaba d'incorporar a la secuencia principal y ta empezando la combustión del hidróxenu en heliu nel so interior. La so temperatura superficial ye de 22.800 K y ye 2400 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Mu2 Crucis (HD 112091 / HR 4899) ye una estrella de tipu B5Vne más fría que la so compañera —16.500 K— y con una lluminosidá 425 vegaes mayor que la del Sol. Anque clasificada como una binaria X de gran masa, darréu viose que nun hai emisión de rayos X nin contién un oxetu compactu característicu d'esti tipu de sistemes. La so alta velocidá de rotación, unos 238 km/s, ye consistente cola so clasificación como estrella Be, un tipu d'estrelles en que'l so espectru reparar llinies d'hidróxenu provenientes d'un discu circumestelar qu'esiste en redol a elles.
Mu Gruis
Mu Gruis (μ Gru) ye una denominación de Bayer compartida por dos estrelles distintes na constelación de la Grulla:
Mu Herculis
Mu Herculis (μ Her / 86 Herculis) ye un sistema estelar na constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,42.
Alcuéntrase a namái 27,4 años lluz del Sistema Solar.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 686, distante 4,5 años lluz, ente que la brillosa Vega (α Lyrae), alcuéntrase a 7,3 años lluz d'ella.
Mu Herculis ye una sistema triple o cuádruplu, que la so estrella principal, Mu Herculis A (LHS 3326 / GJ 695 A), ye una subxigante mariella de tipu espectral G5IV con una temperatura efectivo d'aprosimao 5500 K. Hasta apocayá taba na secuencia principal pero ta empezando a crecer, evolucionando escontra una xigante colorada. De masa poco mayor qu'el Sol, la so lluminosidá ye 2,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar —considerando la radiación infrarroxo emitida— y el so radiu equival a 1,76 radios solares. Xira sobre sigo mesma siquier 10 vegaes más apriesa que'l Sol, con un periodu de rotación inferior a 4,3 díes. De resultes d'ello amuesa actividá magnética y ye una fonte emisora de rayos X.
El so conteníu metálico ye cimeru a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,20.
Otros dos componentes del sistema formen una binaria que la so separación al respective de Mu Herculis A ye de siquier 300 UA.
Felicidá binaria emplega unos 3445 años en completar una órbita en redol a la subxigante mariella.
Mu Herculis B (LHS 3325 / GJ 695 B) ye una fría nana colorada de tipu espectral M3.5V.
La so temperatura efectivo ye de 3300 K y la so lluminosidá bolométrica apenes supón el 5% de la del Sol.
Mu Herculis C (GJ 695 C) tamién ye una nana colorada daqué más pequeña y menos lluminosa que la componente B.
La separación media ente les componentes B y C ye de 2,2 UA —anque la escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 1,5 y 3,6 UA—, siendo el so periodu orbital de 43 años.
Denominada Mu Herculis Ab, puede tener un quintu de la masa solar, completando una órbita en redol a Mu Herculis A cada 64 años.
Mu Horologii
Mu Horologii (μ Hor / HD 19319 / HR 934) ye una estrella na constelación de Horologium de magnitú aparente +5,13. Refugando a la variable R Horologii -qu'en rellumu máximu algama magnitú +4,0-, ye la cuarta más brillosa de la so constelación detrás de α Horologii, δ Horologii y β Horologii. Alcuéntrase a 138 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Horologii ye una estrella subxigante blancu-mariella de tipu espectral F0IV con una temperatura superficial de 6840 K.
14 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa envalorada de 1,69 mases solares y una edá de 1500 - 1840 millones d'años (la cifra varia dependiendo de la fonte consultada).
El so metalicidá -bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el hidróxenu- ye inferior a la del Sol; diverses midíes asitien esti valor ente'l 47% y el 67% de la solar. 
Rota muncho más apriesa que'l Sol, con una velocidá de rotación de 103 km/s; esta velocidá, anque 50 vegaes más rápida que la del Sol, nun resulta sicasí especialmente alzada al comparase cola d'otres estrelles de carauterístiques allegaes.
Mu Hydrae
Mu Hydrae (μ Hya / 42 Hydrae) ye una estrella na constelación de la Hidra.
De magnitú aparente +3,83, ye la novena más brillosa de la so constelación.
Xuntu a υ Hydrae, κ Hydrae, λ Hydrae y φ Hydrae —ente otres—, forma la constelación china de Zhang, refiriéndose a una rede estendida, posiblemente p'atrapar aves en vuelu. 
Mu Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K4III, asemeyáu a munches otres estrelles brilloses del cielu nocherniegu —ente otres Alfard (α Hydrae), λ Hydrae y ν Hydrae, nesta mesma constelación.
La so temperatura efectivo ye de 3999 ± 8 K y ye 480 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un diámetru 45 vegaes más grande qu'el diámetru solar, igual al de Aldebarán (α Tauri), y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 5,9 km/s.
Mu Hydrae presenta un conteníu metálico daqué inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,12.
Per otra parte, foi clasificada como posible estrella variable con una fluctuación de rellumu de 0,03 magnitúes.
Dicha variabilidá nun foi confirmada, recibiendo Mu Hydrae la denominación provisional, tocantes a variable, de NSV 4528.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 234 años lluz del Sistema Solar.
Mu Leporis
Mu Leporis (μ Lep / 5 Leporis / HD 33904 / HR 1702) ye una estrella na constelación de Lepus, la llebre, de magnitú aparente +3,28.
Alcuéntrase a 186 años lluz del Sistema Solar.
Mu Leporis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9V —tamién catalogada como subxigante— con una temperatura superficial de 12.600 K.
Tien una lluminosidá bolométrica 256 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 3,4 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 11,3 díes.
Tien una masa de 3,75 mases solares y, con una edá envalorada de 110 millones d'años, piénsase que ta aprosimao na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Mu Leporis ye una estrella de mercuriu-manganesu —una de les más brilloses de dicha clase—, destacando los elevaos niveles de manganesu, 180 vegaes más abondosa que nel Sol, y mercuriu, 70.000 vegaes más abondosa.
Coles mesmes, ye una fonte notable de rayos X, radiación que paez nun provenir de Mu Leporis, sinón d'una compañera estelar activa.
Mu Librae
Mu Librae (μ Lib / 7 Librae) ye un sistema estelar na constelación de Llibra de magnitú aparente +4,87.
La midida de la so paralax (13,71 ± 0,69 milisegundos d'arcu) asitia a esti sistema a 237 años lluz del Sistema Solar.
Los dos componentes principales de Mu Librae formen una estrella binaria que la so separación visual ye d'apenes 1,92 segundos d'arcu.
La primaria ye Mu Librae A, de magnitú aparente +5,59, una estrella peculiar de tipu espectral A1pSrCrEu.
Tien una temperatura efectivo de 9060 K y un radiu 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 22 km/s.
Tien una masa ente 2,1 y 3 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un notable campu magnéticu efectivu  de 878 G.
La separación ente dambes estrelles ye de, siquier, 139 UA y el periodu orbital ye d'unos 704 años.
Con una masa de 0,5 mases solares, completa una órbita alredor de la binaria cada 36.000 años.
Mu Lupi
Mu Lupi (μ Lup) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,27 na constelación de Lupus.
Mu Lupi ye una estrella triple que la so componente principal, Mu Lupi A, tien magnitú aparente +4,92.
Ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8Ve.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 14.480 K y —como otres estrelles análogues— rota bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 282 km/s.
Tien una masa de 4,5 mases solares.
La separación visual ente les componentes A y B ye de 1,1 segundos d'arcu y el periodu orbital d'esta binaria ye d'unos 329 años.
La lluminosidá conxunta d'estos dos estrelles ye 190 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La tercer estrella del sistema, Mu Lupi C, tien magnitú +7,05 y visualmente alcuéntrase a 22,65 segundos d'arcu del par AB. 
Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2/A3V —asemeyáu por casu a Mizar A (ζ Ursae Majoris)— con una masa 2,2 mases solares.
Completa una órbita alredor de Mu Lupi AB cada 27.400 años.
D'alcuerdu a modelos teóricos, la so masa ye de namái 0,05 mases solares, polo que puede ser una nana marrón.
Esti sistema estelar alcuéntrase a 291 años lluz del Sistema Solar y forma parte de la Asociación estelar Scorpius-Centaurus.
Tien una edá averada de 112 millones d'años.
Mu Lyrae
Mu Lyrae (μ Lyr / μ Lyrae) ye una estrella na constelación de Llira. Tradicionalmente recibió'l nome de Alathfar.
Mu Lyrae tien una magnitú aparente de 5,12 y pertenez a la clase A3IVn. La so magnitú absoluta ye de -0,55 y alcuéntrase a unos 441 años lluz de la Tierra. El so númberu de catálogu ye HD169702.
Coordenaes:
Mu Normae
Mu Normae ye una estrella asitiada na constelación de Norma, a una distancia envalorada de 4240 años lluz, anque dicha estimación tien un marxe d'erru bien grande, de 1540 años lluz. Relluma con una magnitú aparente de 4,94.
Trátase d'una estrella superxigante azul de tipu espectral B0Ia (O9.7 pa otru autores) qu'ensin los efectos del polvu interestelar apaecería con magnitú aparente de 4,01. La so lluminosidá ye de 500,000 vegaes la del Sol, la so masa de 40 mases solares, y la so diámetru d'alredor de 25 vegaes el de la nuesa estrella; si la distancia a la que s'atopa ye la mayor, la so lluminosidá ye casi'l doble, de 1 millón de vegaes la solar, con una masa d'alredor de 60 mases solares, y si pela cueta ye la menor, la so lluminosidá baxa a la metá y la so masa a 25 mases solares -siendo nési casu non una superxigante azul sinón una estrella que ta abandonando la secuencia principal.-
Cómo numberoses estrelles masives, Mu Normae tien un potente vientu solar que-y fai perder masa a un ritmu de 100 millones de vegaes el del Sol, polo que na so vida puede perder yá un 10% de la masa cola que nació.
Magar nun s'atopó dica agora nenguna compañera para Mu Normae, ésta estrella ye'l miembru más brillosu con diferencia del cúmulu abiertu probe NGC 6169, y piénsase tamién que pertenez a la asociación estelar Ara OB1, asitiada cómo'l so nome indica na constelación del Altar.
Mu Normae (Stars)
Mu Normae (SIMBAD)
Mu Octantis
Mu Octantis (μ Oct) ye una denominación de Bayer compartida por dos estrelles distintes na constelación de Octans:
Mu Ophiuchi
Mu Ophiuchi (μ Oph / 57 Ophiuchi / HD 159975) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +4,62. Ta asitiada a 753 años lluz del Sistema Solar.
Mu Ophiuchi ye una xigante o subxigante blancu-azulada de tipu espectral B8 que la so temperatura superficial ye de 12.200 K.
Incluyendo la enerxía emitida como lluz ultravioleta, la so lluminosidá ye 2170 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 10,5 vegaes más grande qu'el del Sol y rota con una velocidá proyeutada de 114 km/s —magar el valor real pue ser significativamente mayor—, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 4,5 díes.
Con una edá averada de 80 millones d'años, la so masa ye daqué mayor de 5 mases solares. Piénsase qu'apocayá hai terminando la fusión del so hidróxenu internu, y el so nucleu ta contrayéndose como pasu previu enantes d'empezar la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu; col tiempu va evolucionar nuna variable cefeida pulsante.
Mu Ophiuchi ye una estrella de mercuriu-manganesu, con una sobrebundancia d'esti últimu elementu. Estes estrelles, tipificaes por Alpheratz (α Andromedae) y χ Lupi, tienen una atmósfera estelar en relativu aselu onde distintos tipos d'átomos fundir pola acción de la gravedá, ente qu'otros son emburriaos al esterior pola presión de radiación, faciendo que la so distribución nun sía homoxénea.
Mu Orionis
Mu Orionis (μ Ori / 61 Orionis / HD 40932) ye un sistema estelar na constelación d'Orión que la so magnitú aparente conxunta ye +4,12. Alcuéntrase a 155 años lluz del Sistema Solar.
Mu Orionis ye un sistema cuádruple compuestu por dos estrelles binaries, Mu Orionis A y Mu Orionis B, onde caúna d'elles ye de la mesma una binaria espectroscópica. Nel meyor de los casos A y B atópense separaes visualmente unes décimes de segundu d'arcu, polo que nun pueden ser resueltes per aciu telescopiu. El par menos masivu, Mu Orionis B, orbita en redol a Mu Orionis A cada 18,644 años. Anque la separación media ente dambes binaries ye de 12,7 UA, l'acusada escentricidá de la órbita fai qu'ésta fluctúe ente 3,3 y 22 UA. Los cuatro estrelles que formen el sistema son estrelles de la secuencia principal.
La componente principal de Mu Orionis A, denominada Mu Orionis Aa, apodera la lluz proveniente del sistema. Anque catalogada de tipu espectral A2, ye una estrella con llinies metáliques (Am), que la so temperatura de 8350 K avérase más a una estrella de tipu A5. Tien una masa de 2,1 mases solares, una lluminosidá 32 vegaes mayor que la del Sol y un radiu de 2,9 radios solares. Como correspuende a una estrella Am, xira amodo sobre sigo mesma, siendo'l so periodu de rotación de 13 díes. Mu Orionis Ab, muncho más tenue que la so compañera, ye probablemente una estrella de tipu G con una masa similar a la solar. Los dos estrelles, separaes 0,077 UA, completen una vuelta cada 4,447 díes.
Mu Orionis B ta compuesta por dos estrelles ximielgues de tipu F5, Mu Orionis Ba y Mu Orionis Bb; caúna d'elles tien una lluminosidá 3 vegaes mayor que la lluminosidá solar y un radiu de 1,3 radios solares. La masa averada de caúna d'elles ye un 40% mayor que la masa solar. La separación ente dambes ye de 0,078 UA (casi exautamente igual a la de les componentes de Mu Orionis A), completando una órbita cada 4,784 díes.
Mu Persei
Mu Persei (μ Per / 51 Persei / HD 26630) ye una estrella de magnitú aparente +4,18 asitiada na constelación de Perséu.
Alcuéntrase aprosimao a 900 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Persei ye una superxigante mariella de tipu espectral G0Ib con una temperatura superficial de 5337 K.
Relluma con una lluminosidá 2030 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 53 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada —9 km/s— implica que puede tardar hasta 300 díes en completar un xiru sobre sigo mesma.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell asitiar na llende de la llamada Llaguna de Hertzsprung —área onde hai bien poques estrelles— y tamién cerca de la rexón de les cefeides, magar Mu Persei nun ye una variable pulsante d'esta clase.
La so masa ta entendida ente 5,7 y 6 mases solares y nació fai unos 60 o 70 millones d'años.
La so masa nun ye lo suficientemente grande por qu'acabe esplotando como supernova, polo que —n'espulsando les sos capes esternes— va acabar la so vida como una nana blanca masiva.
Mu Persei ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 0,78 años. La so compañera ye posiblemente una estrella de la secuencia principal de tipu B9 que la so separación media cola superxigante mariella ye de 1,7 UA.
Mu Piscis Austrini
Mu Piscis Austrini (μ PsA / 14 Piscis Austrini) ye una estrella de magnitú aparente +4,50 na constelación de Piscis Austrinus.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (24,01 ± 0,97 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 136 ± 6 años lluz del Sistema Solar.
Enantes catalogada como estrella blanca de la secuencia principal A2V, anguaño considérase que Mu Piscis Austrini ye una subxigante de tipu espectral A1.5Vn.
Con una temperatura efectivo de 8907 K, ye 20,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye un 70% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a la enorme velocidá de 307,7 km/s, 150 vegaes más apriesa que'l Sol.
Ello ye que nun estudiu ente más de 250 estrelles de carauterístiques asemeyaes, Mu Piscis Austrini ye la segunda con mayor velocidá de rotación proyeutada, siendo namái superada por 17 Pegasi.
Per otra parte, nun presenta escesu d'emisión infrarroxa a 24 μm indicativa de la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Probe en metales, la so bayura relativa ye una cuarta parte de la del Sol, el so índiz de metalicidá [M/H] ye igual a -0,62.
Con una masa de 2,2 mases solares, tien una edá de 245 millones d'años.
Anque nel pasáu pensóse que Mu Piscis Austrini yera una estrella variable —recibiendo inclusive la denominación de variable HU Piscis Austrini—, güei dicha variabilidá paez refugada.
Mu Piscium
Mu Piscium (μ Psc / 98 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,84.
Nun tien nome propiu anque na astronomía china formaba la figura de Wae Ping al pie de les cercanes α, δ, ε, ζ, ν y ξ Piscium.
Alcuéntrase a 304 ± 5 años lluz del Sistema Solar.
Como munches estrelles del cielu nocherniegu —valgan como exemplu Torcularis Septentrionalis (ο Piscium) o δ Piscium, nesta mesma constelación— Mu Piscium ye una xigante naranxa.
Tien tipu espectral K4III y una temperatura efectivo de 4103 K.
El so diámetru angular, midíu de forma indirecta en distintes llonxitúes d'onda y considerando el escurecimientu de llimbu, ye de 2,58 ± 0,03 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 26 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Ye 251 vegaes más lluminosa que'l Sol y tien una masa envalorada un 55% mayor que la masa solar.
Mu Piscium tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la metá de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,37).
Coles mesmes, ye especialmente probe n'elementos como estronciu, ceriu y bariu; la bayura relativa d'esti últimu elementu ye una cuarta parte del esistente nel Sol.
Mu Scorpii
Mu Scorpii (μ Sco) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Escorpiu:
Mu Tauri
Mu Tauri (μ Tau, μ Tauri) ye una estrella na constelación de Tauru. Mu Tauri tien una magnitú aparente de +4.27 y ye una estrella subxigante blanca tipu B. Ta a una distancia averada de 435 años lluz.
Mu Telescopii
Mu Telescopii (μ Tel) ye una estrella na constelación austral de Telescopium.
Tien magnitú aparente +6,29 y ta a 120 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Mu Telescopii ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Los dos componentes del sistema Diadem (α Comae Berenices), ι Pegasi A o ψ Capricorni son estrelles d'asemeyaes carauterístiques a Mu Telescopii.
Esta postrera tien una temperatura efectivo de 6503 ± 63 K y el so radiu ye un 45% más grande qu'el radiu solar.
Anque presenta un conteníu metálico inferior al del Sol, dos estudios determinen distintos valores de -0,13 y -0,24 pal so índiz de metalicidá [Fe/H].
Mu Telescopii tien una masa de 1,25 mases solares y la so edá envalórase ente 1800 y 2520 millones d'años.
Mu Velorum
Mu Velorum (μ Vel / HD 93497 / HR 4216) ye una estrella na constelación de Vela —la vela del Argo Navis—, la quinta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +2,69. Alcuéntrase a 116 años lluz del Sistema Solar.
Mu Velorum ye una estrella binaria compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G5III y 4900 K de temperatura, denominada Mu Velorum A, y una nana mariella de tipu G2V, Mu Velorum B. La estrella xigante ye 115 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu equival a 15 radios solares. La nana mariella nun ye bien distinta al Sol, una estrella de la secuencia principal que nel so nucleu produzse la fusión de hidróxenu; con una lluminosidá tres veces mayor que la del Sol, la so masa ye un 20% mayor que la masa solar. Sicasí, observaciones nel ultravioleta suxuren qu'ésta última ye más caliente de lo que correspuende al so tipu espectral, pudiendo ser una estrella de tipu F. El periodu orbital del sistema puede tar ente 116 y 138 años —el datu varia según la fonte consultada—. 
La característica más importante de Mu Velorum A ye la so actividá magnética, que favorez la emisión de rayos X dende'l so corona caliente, a pesar de la so baxa velocidá de rotación igual o superior a 6 km/s. En 1998 reparóse un xigantescu fogaral que duró dos díes primero que la estrella recuperara la normalidá.
Mu1 Gruis
Mu1 Gruis (μ Gru) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +4,81. Comparte la denominación de Bayer «"Mu"» con μ Gruis, magar dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes. Mu1 Gruis alcuéntrase a 275 años lluz del Sistema Solar.
Mu1 Gruis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G8III.
Tien una temperatura efectivo de 4900 K y la so lluminosidá ye unes 76 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 12,1 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa 2,5 vegaes mayor que la masa solar.
Tocantes a el so estáu evolutivu, la so edá envalórase en 650 millones d'años y nel so nucleu internu produzse la fusión nuclear del heliu.
Vindemiatrix (ε Virginis), Ancha (θ Aquarii) o κ Geminorum son estrelles de carauterístiques bien paecíes a les de Mu1 Gruis.
Mu1 Gruis forma un sistema binariu con una desconocida compañera estelar de tipu G y magnitú +6,68.
Visualmente dixebraes por namái 0,15 segundos d'arcu, esta acompañante contribúi col 20% a la lluminosidá conxunta del sistema. 
Mu1 Scorpii
Mu1 Scorpii (μ Sco / HD 151890 / HR 6247) ye una estrella de magnitú aparente +2,98 asitiada na constelación del Escorpión.
Comparte la denominación de Bayer «"Mu"» con Mu2 Scorpii pero ente que esta postrera ta a 515 años lluz de distancia, Mu1 Scorpii alcuéntrase a 820 años lluz del Sistema Solar.
Mu1 Scorpii ye una binaria espectroscópica que la so duplicidá ye conocida dende 1896.
Dambes componentes mover a lo llargo d'una órbita con un períodu de 1,440269 díes.
Los dos son estrelles de la secuencia principal, de tipu espectral B1.5V y B6V, siendo les temperatures superficiales respectives de 26.500 y 15.000 K.
La más caliente ye 28.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol y 13 vegaes más masiva qu'ésti.
La so compañera, 16.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 8 mases solares.
La separación ente les dos estrelles del sistema ye namái de 0,069 UA, equivalente a 14,89 radios solares.
Constitúi una binaria eclipsante con una variación de rellumu de 0,3 magnitúes.
Coles mesmes, produzse tresferencia de masa dende la componente menos masiva a la más masiva.
Mu2 Gruis
Mu2 Gruis (μ Gru) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +5,12.
Comparte la denominación de Bayer «"Mu"» con Mu1 Gruis, siendo la separación visual ente elles de 19 minutos d'arcu.
Dambes estrelles nun tán gravitacionalmente amestaes, magar qu'atopen a asemeyada distancia del Sistema Solar; ente que Mu1 Gruis averar a nós a una velocidá de 7,2 km/s, Mu2 Gruis alloñar a razón de 12,5 km/s.
Mu2 Gruis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G8III.
Tien una temperatura efectivo de 4900 K y la so lluminosidá ye 66 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 11,4 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa 2,5 vegaes mayor que la masa solar.
Tocantes a el so estáu evolutivu, la so edá envalórase en 650 millones d'años y nel so nucleu internu produzse la fusión nuclear del heliu. 
L'antes citada Mu1 Gruis, Sadalbari (μ Pegasi), Tyl (ε Draconis) o δ Piscis Austrini son estrelles bien asemeyaes a Mu2 Gruis.
Mu2 Gruis alcuéntrase a 265 años lluz del Sistema Solar.
Puede formar un sistema binariu con una compañera estelar de la que nada se sabe.
Mu2 Octantis
Mu2 Octantis (μ Oct) ye una estrella binaria asitiada na constelación austral de Octans, el octante.
Comparte la denominación «"Mu"» con Mu1 Octantis, de la que ta dixebrada visualmente 50 minutos d'arcu.
En 2011 afayóse un planeta estrasolar orbitando alredor d'una de les componentes d'esti sistema estelar.
Los dos componentes de Mu2 Octantis son nanes marielles.
La estrella principal, HD 196067 (HR 7864 / HIP 102125), tien magnitú aparente +6,48.
El so tipu espectral ye G0V y tien una temperatura efectivo de 5847 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 4 km/s y tien una masa de 1,4 mases solares.
Pela so parte, la estrella secundaria, HD 196068 (HIP 102128), tien magnitú aparente +7,15. El so tipu espectral ye G1V y tien una temperatura daqué menor de 5768 K.
La metalicidá d'esti sistema, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye cimeru a la solar, ([Fe/H] ≈ +0,20).
El sistema paez ser daqué más antiguu qu'el Sol con una edá averada de 5000 millones d'años.
Visualmente dambes estrelles tán dixebraes ente sí 17 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 750 UA.
Alcuéntrase a 144 años lluz de distancia del Sistema Solar.
En 2011, utilizando'l espectrógrafu HARPS instaláu nel Observatoriu de La Siella (Chile), foi afayáu un planeta estrasolar en redol a HD 196067, la estrella primaria del sistema.
Denomináu HD 196067 b, tien una masa mínimo 7,1 vegaes mayor que la de Xúpiter.
El so periodu orbital ye de 4100 díes, siendo la órbita marcadamente escéntrica (ε = 0,63).
Mufrid
Mufrid o Muphrid (η Bootis / η Boo / 8 Bootis) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Boötes dempués d'Arturu (α Bootis) y Izar (ε Bootis). Con magnitú aparente +2,68, nel cielu apaez mui cerca d'Arturu y de fechu dambes tán a una distancia casi idéntica de la Tierra —37 años lluz—, tando dixebraes namái 3,24 años lluz ente sigo.
L'orixe del nome de Mufrid ye inciertu. Paez que originariamente foi utilizáu pa designar a Arturu y darréu sirvió pa nomar otres estrelles de la so redolada.La estrella apaez citada nel sieglu XV pol astrónomu Ulugh Beg como "Al Mufrid al Ramih", «la estrella solitaria del llanceru».
Otru nome que recibe la estrella ye Saak, del árabe "Al-Sak", «el güesu de la espinía»; sicasí, na figura actual de la constelación, Mufrid apaez asitiada enriba de la rodía esquierda.
En astronomía china, xuntu a υ Bootis y τ Bootis, constituyía Yew She Ti, l'oficial asitiáu a la derecha del emperador.
Mufrid ye una estrella subxigante mariella de tipu espectral G0IV y 6100 K de temperatura superficial, daqué más caliente qu'el Sol. Ye una estrella que remató la fusión de hidróxenu nel so nucleu y ta abandonando la secuencia principal nel so camín pa convertise nuna xigante colorada. La so lluminosidá ye 9 vegaes mayor que la del Sol, con un radiu 2,7 vegaes más grande qu'el radiu solar. Destaca pola so alta metalicidá —conteníu en elementos más pesaos qu'el heliu—, el doble que la solar. Más nuevu qu'el Sol, tien una edá entendida ente 2400 y los 2700 millones d'años.
Mufrid paez ser una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1,355 años; la escentricidá de la órbita (ε = 0,26) fadría que la separación ente los dos componentes bazcuyara ente 0,03 y 0,52 UA, tando inclináu'l planu orbital 157º al respective de la Tierra. Sicasí, la so naturaleza binaria nun pudo ser confirmada por interferometría de moteáu. La estrella acompañante pue ser una nana colorada, y nesi casu sería de tipu M7 o posterior,
o bien una nana blanca.
Muliphein
Muliphein o Muliphen (γ Canis Majoris / γ CMa / 23 Canis Majoris) ye una estrella na constelación de Canis Major. Anque ostenta la denominación de Bayer "Gamma" —tercer lletra del alfabetu griegu qu'en principiu correspuende a la tercer estrella más brillosa—, ye superada en rellumu por unes dolce estrelles de la constelación. Piénsase que recibió la denominación Gamma por tar na mesma parte de la constelación que les brilloses Siriu (α Canis Majoris) y Murzim (β Canis Majoris). Alcuéntrase a 402 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De color blancu-azuláu, Muliphein ye una xigante lluminosa de tipu espectral B8II que la so temperatura ye de 13.600 K. El so radiu ye unes 5 vegaes el radiu solar y la so lluminosidá ye equivalente a 685 soles. Con una masa de 4,3 mases solares, Muliphein remató la etapa de fusión de hidróxenu y empezó a evolucionar escontra una xigante colorada.
Muliphein ye una estrella peculiar con una lenta velocidá de rotación —30 km/s— pa una estrella de tipu B. En concretu, ye una estrella de mercuriu-manganesu como Alpheratz (α Andromedae) o Gienah Gurab (γ Corvi), con proporciones bien altes de dalgunos metales que son emburriaos a la superficie por radiación. La so concentración en fierro y cromu ye un 40% mayor que nel Sol, pero ye sobremanera la bayura en mercuriu —2000 vegaes mayor que nel Sol— lo que la fai especialmente notable.
Murzim
Murzim (β CMa / β Canis Majoris / 2 Canis Majoris), tamién llamada Mirzam o Murzam, ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación del Can Mayor, detrás de Siriu (α Canis Majoris), Adhara (ε Canis Majoris) y Wezen (δ Canis Majoris). Alcuéntrase a 500 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Murzim, Mirzam o Murzam son nomes provenientes del árabe مرزم, «l'heraldu», probablemente n'alusión a la so posición precediendo la salida de Siriu pol horizonte.
Tamién yera conocida por Al Kalb, «el perru», corriendo delantre de Siriu, un nome d'antiguo utilizáu nel desiertu. En China yera llamada Kuen She, «el mercáu de los soldaos».
Catalogada como xigante azul de tipu espectral B1II-III, Murzim ye una estrella caliente con una temperatura superficial de 25.800 K. La so lluminosidá ye 34.000 vegaes mayor que la del Sol, y como asocede n'estrelles de los tipos O y B baxos, una parte importante d'esta radiación ye emitida na rexón ultravioleta. El so radiu ye 12 vegaes más grande qu'el radiu solar y, con una masa en redol a 15 mases solares, Murzim probablemente ye más una subxigante qu'una verdadera xigante, una estrella a puntu de concluyir la fusión nuclear del so hidróxenu internu.
Dada la so elevada masa, el so destín últimu ye terminar españando como supernova.
Murzim ye una estrella variable Beta Cephei, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +1,95 y +2,00 nun periodu de seis hores. Esta variación paez tar rellacionada col final de la fusión del hidróxenu y con cambeos na estructura interna de la estrella. Ye la más brillosa d'esti tipu de variables, polo qu'a estes estrelles tamién-y les llamó variables Beta Canis Majoris.
Fai 4.356.000 años —nel pliocenu— producióse'l máximu acercamientu de Murzim al Sistema Solar.
Distante entós namái 35 años lluz, el so rellumu algamó magnitú aparente -3,78, siendo muncho más brillosa que Siriu (α Canis Majoris) na actualidá.
Muscida
Muscida ye'l nome tradicional de la estrella ο Ursae Majoris (ο UMa / 1 Ursae Majoris / HD 71369). Asitiada na constelación del sietestrellu, la so magnitú aparente ye +3,36. El so nome, unu de los pocos provenientes del llatín, significa «focico», siendo tamién utilizáu pa designar a π Ursae Majoris y π Ursae Majoris.
Muscida ye una xigante mariella de tipu espectral G5III con una temperatura superficial de 5.157 K. La so lluminosidá ye 140 vegaes mayor que la del Sol y tien un radiu 15 vegaes más grande qu'el radiu solar. El so espectru amuesa una metalicidá similar a la del Sol y, como otres xigantes, xira amodo sobre sobre sigo mesma, emplegando hasta 250 díes en completar una vuelta completa. Con una masa tres veces mayor que la del Sol, Muscida empezó la so vida fai aprosimao 360 millones d'años como una estrella azul caliente; anguaño traviesa la llamada «Llaguna de Hertzsprung», una sección del diagrama de Hertzsprung-Russell con bien poques estrelles —piénsase que les estrelles traviesen esta sección en bien pocu tiempu en comparanza cola so vida total—. Ye amás una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +3,3 y +3,8.
Muscida tien una tenue compañera de magnitú 15 a 7,1 segundos d'arcu. Ye una nana colorada de tipu M1 y ta dixebrada de Muscida siquier 400 UA. Cuidao que el periodu orbital ye, a lo menos, de 4.100 años, nun se pudo reparar movimientu orbital. Dambes estrelles alcuéntrase a 185 años lluz del Sistema Solar.
MWC 297
MWC 297 (RAFGL 2165 / GSC 05107-00494) ye una estrella de magnitú aparente +12,31 na constelación de Serpens. Conocida tamién pol so nome de variable NZ Serpentis, ye una variable de tipu Orión que'l so rellumu varia 2,63 magnitúes. Alcuéntrase a una distancia envalorada de 815 años lluz respectu al Sistema Solar.
MWC 297 ye una de les estrelles nueves masives más cercanes a la Tierra. Ye una estrella Be que la so masa envalorada ye unes 10 vegaes mayor que la masa solar. De tipu espectral B1.5V, el so rellumu ta atenuáu 8 magnitúes nel espectru visible.
La so lluminosidá ye 10.700 vegaes superior a la del Sol.
Tien una velocidá de rotación proyeutada bien alzada de 350 km/s.
A pesar de la gran cantidá d'observaciones llevaes a cabu, la naturaleza del oxetu y de la so redolada circumestelar nun son bien entendíos. L'alta velocidá de rotación y l'esistencia d'una estructura allargada reparada en radiofrecuencies son consistentes cola presencia d'un discu de acreción, consecuencia de la formación estelar de MWC 297. La radiación infrarroxa emitida pol polvu circumestelar caliente ta confinada nuna zona compacta bien pequeña, de diámetru inferior a 1,5 UA, alredor de la estrella central; piénsase que la materia circumestelar ta entamada en forma de discu, que dende'l nuesu puntu de vista presenta un enclín moderáu. El discu nun amuesa nengún buecu al resolvimientu de les observaciones interferométricas realizaes.
MWC 314
MWC 314, tamién conocida cómo BD+14º3887 ó V1429 Aql ye una estrella hiperxigante asitiada na constelación del Águila. Anque sía una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea, ye demasiáu débil pa ser vista a güeyu debíu al polvu interestelar qu'esiste ente ella y nós y que la atenúa notablemente y precisa d'un telescopiu pa la so observación.
El so tipu espectral ye B0 y ye una candidata a Variable lluminosa azul (LBV); la so distancia foi envalorada ente 3 y 4,3 quiluparsecs, y la so lluminosidá ye de más de 1 millón de vegaes la del Sol nel primer casu, con una masa de 80 mases solares, y más de 3 millones de vegaes la d'ésti astru nel segundu. 
Un estudiu recién amuesa tamién que ye una estrella Be y amás doble; otru amuesa que ta arrodiada por una gran nebulosidad d'aspeutu bipolar.
MWC 314 na base de datos SIMBAD
MWC 314: a high-luminosity peculiar Be star (archivu PDF. N'inglés)
High resolution spectroscopy of the galactic candidate LBV MWC 314 (archivu PDF. N'inglés)
Analysis of the variability of the luminous emission line star MWC 314
Estendéi shells around Be stars. Implications for Be star evolution
MX Puppis
MX Puppis (MX Pup / r Puppis) ye una estrella de magnitú aparente +4,81 asitiada na constelación de Puppis, la popa del Navío Argos.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 3,51 ± 0,16 milisegundos d'arcu, polo que s'atopa a 929 ± 44 años lluz del Sistema Solar.
Forma parte del cúmulu Escorial 27 (vd BH23).
MX Puppis ye una xigante azul de tipu espectral B1.5IIIe.
Tien una lluminosidá 13.276 vegaes superior a la lluminosidá solar y una elevada temperatura efectivo de 25.172 K.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín del so exa de rotación— de 152 km/s.
Ye una estrella masiva con una masa de 10,1 mases solares y una edá de 22,5 ± 2,6 millones d'años.
La so masa asitiar na parte alta de la franxa de 8 - 10 mases solares, percima de la cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
MX Puppis ye una binaria espectroscópica de curtiu periodu (5,1526 díes), siendo la escentricidá de la órbita y = 0,46.
Ta catalogada como estrella Be y nel Xeneral Catalogue of Variable Stars figura catalogada como variable Gamma Cassiopeiae.
MX Velorum
MX Velorum (MX Vel / HD 67341 / HR 3179) ye una estrella de magnitú aparente +6,16.
Alcuéntrase na constelación de Vela —una de les partes en que foi estremada l'antigua constelación de Argo Navis— visualmente 48 minutos d'arcu al oeste de γ Velorum.
MX Velorum ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3Vnp.
Con una temperatura efectivo d'aprosimao 18.700 K, ye una estrella bien lluminosa, 19.800 vegaes más qu'el Sol.
El so radiu ye 3,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y tien una masa 11,2 vegaes mayor que la masa solar;
dicha masa ta percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida violentamente, españando en forma de supernova.
Ye una estrella Be de rellumu variable, siendo la so amplitú de variación de 0,07 magnitúes.
MX Velorum ye una estrella distante que ta a unos 1000 pársecs (3250 años lluz) del Sistema Solar.
Ye miembru de la asociación estelar Vela OB2.
MZ Cassiopeiae
MZ Cassiopeiae (MZ Cas) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
De magnitú aparente media +9,67, visualmente alcontrar a 1º44' al nordés de la brillosa Caph (β Cassiopeiae).
El satélite Hipparcos nun midió'l so paralax, pero la so pertenencia a la Asociación estelar Cas OB4 dexa envalorar la so distancia al Sistema Solar en 2090 pársecs o 6810 años lluz.
MZ Cassiopeiae ye una fría superxigante colorada de tipu espectral M2I que la so temperatura efectivo ye de 3650 K.
Nel espectru visible, la so lluminosidá ye 13.200 vegaes superior a la lluminosidá solar, pero al incluyir la lluz infrabermeyo emitida, la so lluminosidá correspuende a la de 57.800 soles.
De gran tamañu, tien un radiu 600 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 2,8 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Magar les sos grandes dimensiones, queda llueñe tocantes a tamañu d'otres superxigantes como VV Cephei, Betelgeuse (α Orionis) o S Cassiopeiae, esta postrera tamién na constelación de Cassiopeia.
Ye una estrella rica en oxíxenu que pierde masa estelar a un ritmu de 2,4 × 10 mases solares per añu.
MZ Cassiopeiae, al igual qu'otres superxigantes similares, tópase arrodiada por polvu circumestelar.
Estudios del so espectru infrarroxu indiquen que, amás de les bandes carauterístiques de silicatos, apaez un picu d'emisión aprosimao a 11,5 μm, que puede debese a la presencia de carburu de siliciu (SiC).
Coles mesmes, apaecen les llamaes «bandes non identificaes nel infrarroxu» (conocíes como UIR, poles sos sigles en inglés), que s'atribúin a especies carbonacees como hidrocarburos arumosos policíclicos.
Catalogada como variable irregular de tipu LC, la fluctuación de rellumu de MZ Cassiopeiae ye de 1,2 magnitúes.
N Tauri
n Tauri (n Tau / 109 Tauri / HD 34559 / HR 1739) ye una estrella na constelación de Tauru, asitiada a menos d'un grau al sur de la eclíptica.
De magnitú aparente +4,96, alcuéntrase a 206 años lluz del Sistema Solar.
n Tauri ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5000 K.
Asemeyáu a ο Tauri y π Tauri —estrelles d'esta mesma constelación—, relluma con una lluminosidá 52 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 12 vegaes más grande qu'el radiu solar, valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,39 milisegundos d'arcu—
Al igual qu'otres xigantes, xira sobre sigo mesma amodo, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 3,02 km/s.
Diversos estudios señalen una metalicidá prácticamente igual a la del Sol.
Les bayures relatives d'elementos como itriu, bariu, lantanu y praseodimiu son tamién comparables a les atopaes nel Sol; el europiu, sicasí, paez ser daqué más abondosu.
n Tauri tien una masa 2,5 vegaes mayor que la masa solar.
N Velorum
N Velorum (N Vel / HD 82668 / HR 3803) ye una estrella na constelación de Vela, la vela del Argo Navis, asitiada na llende cola constelación de Carina. De magnitú aparente +3,16, ye la sesta estrella más brillosa de la so constelación. Anque ensin nome propiu habitual, dacuando ye conocida como Marut, palabra procedente del sánscritu मरुत "Marut", una de les deidáes hindús del vientu.
Asitiada a 238 años lluz de distancia, N Velorum ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III.
Tien una temperatura efectivo de 4046 K.
Siendo 784 vegaes más lluminosa qu'el Sol, dientro de les xigantes asitiar nel grupu de les más lluminoses, superando a estrelles como α Lyncis o Altarf (β Cancri), anque ensin llegar a algamar la lluminosidá de Tarazed (γ Aquilae), clasificada como xigante lluminosa. Como exemplu hai de solliñar que N Velorum ye 17 vegaes más lluminosa que Pólux (β Geminorum), la xigante naranxa más próxima a la Tierra.
La midida del so diámetru angular, una vegada correxida pol escurecimientu de llimbu, ye de 7,13 ± 0,08 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 56 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,26 UA.
Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta 2/3 partes de la órbita de Mercuriu. Catalogada nel pasáu como una estrella variable, observaciones posteriores nun confirmaron esta variabilidá.
Naos (estrella)
Naos ye'l nome que recibe la estrella ζ Puppis (ζ Pup / HD 66811) de magnitú aparente +2,21, la más brillosa de la constelación de Puppis y la 66 del cielu nocherniegu.
El so nome provién del griegu ναύς, que significa «barcu». Otru nome pol que ye conocida esta estrella ye Suhail Hadar, d'orixe árabe.
Naos ye una superxigante azul de tipu espectral O5Ia —tamién catalogada como O4I— escepcionalmente caliente con una temperatura superficial de 42.000 K. Ye una estrella bien masiva que la so masa ye 22,5 vegaes mayor que la del Sol —cifra que puede aumentar hasta 40 mases solares según otres fontes—. Ye una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea; considerando que la mayor parte de la radiación emitida atopar nel rangu del ultravioleta, ye 550.000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
El so radiu ye 14 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Anque enantes considerábase que Naos taba asitiada a 1400 años lluz del Sistema Solar, recién estudios revisen esta distancia a 900 años lluz.
L'analís retrospectivu de la trayectoria de Naos amuesa que foi espulsada del cúmulu estelar Trumpler 10 fai unos 2,5 millones d'años. Anguaño alcuéntrase visualmente a 8,5º del mesmu, equivalente a una separación real de 400 ~ años lluz. 
La so temperatura efectivo y gravedá superficial indiquen que Naos ta fora de la denominada «edá cero de la secuencia principal» (ZAMS).
Como otres estrelles de les sos carauterístiques, dende la so superficie sopla un fuerte vientu estelar de 2300 km/s, lo que fai que Naos pierda l'equivalente a una millonésima de la masa solar cada añu. Esta perda de masa ye 10 millones de vegaes superior a la qu'esperimenta'l Sol per mediu del vientu solar.
L'estáu evolutivu y el vientu solar alteriaron la composición química superficial de Naos; el so conteníu de heliu ye doble que'l normal y probablemente tamién tea arriquecida en nitróxenu.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación de 220 km/s, 100 vegaes mayor que la del Sol. Una estrella d'estes carauterístiques, con una masa entendida ente 22 y 40 mases solares, va terminar la so vida españando como una espectacular supernova, dexando como remanente una estrella de neutrones o un furacu prietu.
Nash (estrella)
Nash, Alnasl, Nasl o Al Nasl son distintos nomes polos que ye conocida la estrella γ Sagittarii (γ Sgr / 10 Sagittarii / HD 165135). Comparte la denominación de Bayer «"Gamma"» con W Sagittarii, tando dambes estrelles separaes visualmente 52 segundos d'arcu. Asitiada a 96 años lluz del Sistema Solar, Nash nun ta rellacionada físicamente con W Sagittarii, esta postrera unes 16 vegaes más alloñada. Los distintos nomes de la estrella provienen del árabe النصل "an-naşl" y signifiquen «la punta de la flecha», indicando la so posición dientro de la constelación de Saxitariu.
Xuntu a Kaus Meridionalis (δ Sagittarii) y Kaus Australis (ε Sagittarii), en llingua acadia yera "Ensin-nun‑el to" o "Si-nu-nu‑tum", «la golondrina».
De magnitú aparente +2,98, Nash ye la séptima estrella más brillosa de Saxitariu. Ye una xigante de color mariellu-naranxa y tipu espectral K0III con una temperatura de 4800 K. Con una lluminosidá 64 vegaes mayor que la del Sol, tien un diámetru unes 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar. Esiste cierta evidencia espectroscópica de que Nash puede tener una compañera binaria cercana, de la cual nada saber.
Nash sirve como indicador p'atopar el centru de la galaxa. Siguiendo la flecha de Saxitariu escontra l'oeste una distancia equivalente al so llargor —ente Kaus Medius (δ Sagittarii) y Nash— y depués xubiendo un grau y mediu alcuéntrase'l centru de la Vía Lláctea. Por cuenta de que ta arrodiáu de mestu polvu interestelar nun ye visible a simple vista.
Nashira
Nashira (γ Capricorni / γ Cap / 40 Capricorni) ye la cuarta estrella más brillosa na constelación de Capricorniu. La so magnitú aparente ye +3,69.
El nome de Nashira procede del árabe "Al Sa'd al Nashirah" y significa «portadora de bones noticies» o «l'afortunada».
En Babilonia, Nashira señalaba'l 27º asterismo eclíptico, "Mahar sha hi-na Shahu", «el del oeste na cola de la cabra».
En China, esta estrella, xuntu a Deneb Algedi (δ Capricorni), ε Capricorni, κ Capricorni y otres estrelles d'Acuariu y Piscis, formaba Luy Pei Chen, «el campu atrincherao». 
Asitiada a 139 años lluz del Sistema Solar, Nashira tradicionalmente foi catalogada como estrella blancu-mariella de tipu espectral F0p; dáu'l so estáu inciertu evolutivu, foi considerada una estrella de la secuencia principal. Observaciones más minucioses, sicasí, suxuren que ye una estrella de tipu A7. La so lluminosidá, 47 vegaes mayor que la lluminosidá solar, y la so masa, equivalente a 2,5 mases solares, suxuren que ta abandonando la secuencia principal pa convertise nuna estrella xigante.
Nashira tamién foi clasificada como una estrella Am, un tipu d'estrelles que'l so espectru presenta línea d'absorción fuertes de dalgunos metales. La so velocidá de rotación nel ecuador ye de namái 30 km/s, inferior a la d'otres estrelles de tipu A, lo que puede favorecer la separación de distintos elementos químicos na so atmósfera.
Frente a dellos elementos como carbonu, oxíxenu, magnesiu o azufre que la so bayura relativa ye comparable a la solar, otros presenten bayures que claramente difieren de los valores solares.
Zirconiu, estronciu y itriu —esti postreru 200 vegaes más abondosa que nel Sol— amuesen valores bien percima de les solares; nel otru estremu, calciu y escandiu son deficitarios al respective de la nuesa estrella.
Nekkar
Nekkar (β Boo / β Bootis / 42 Bootis) ye una estrella na constelación de Boötes, el pastor de gües. Entá teniendo la denominación de Bayer «"Beta"», ye namái la sesta más brillosa de la constelación con magnitú aparente +3,49. Alcuéntrase a 219 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Nekkar ye d'orixe árabe y significa, n'alusión al conxuntu de la constelación, «el que conduz los gües».
Xuntu a Seginus (γ Bootis), δ Bootis y Alkalurops (μ Bootis) formaba'l trapeciu "Al Dhiʼbah", «les llobes» o Les hienes, asterismo árabe anterior a l'adopción de la constelación griega.
En China recibía los nomes de Chaou Yaou o Teaou, términos que signifiquen «acapiar» o «mover».
Nekkar ye una xigante mariella de tipu espectral G8 III y 4950 K de temperatura que relluma con una lluminosidá 190 vegaes mayor que la del Sol. Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Vindemiatrix (ε Virginis) y δ Bootis, anque la so lluminosidá ye más del doble de cualesquier d'elles. El so radiu ye 19 vegaes mayor qu'el radiu solar.
Estos parámetros suxuren que la so masa ye llixeramente cimera a trés mases solares y tien una edá en redol a 350 millones d'años.
Nekkar ye una fonte de rayos X y presenta una actividá similar a la del Sol, a pesar de tener una velocidá de rotación bien lenta. En 1993, el satélite ROSAT detectó una erupción de 10 minutos na superficie de la estrella, que la so intensidá foi delles vegaes mayor qu'una erupción solar. Ye la única estrella xigante y ensin compañera qu'amuesa esti comportamientu. Amás ye una estrella de bariu «leve», un tipu d'estrelles riques en bariu y otros elementos que'l so orixe atribuyir a una acompañante qu'evolucionó enantes y agora convirtióse nuna nana blanca. Sicasí, nel casu de Nekkar nun esiste evidencia de que la posible acompañante esista.
NGC 32
NGC 32 ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Pegasu les sos coordenaes son llatitú galáctica -43.036057º y llargor galácticu 109.756360º.
Afayóse'l 10 d'ochobre de 1861, pol astrónomu Johann Friedrich Julius Schmidt (1825−1884).
Fuentes de datos de NGC 32 
Ni Andromedae
Ni Andromedae o Nu Andromedae (ν And / 35 Andromedae / HD 4727) ye una estrella na constelación d'Andrómeda de magnitú aparente +4,53. Alcuéntrase a unos 680 años lluz del Sistema Solar.
Ni Andromedae ye una estrella binaria espectroscópica compuesta por una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B5V y una nana mariella de tipu F8. La componente principal ye la estrella azul, con una temperatura superficial de 15.000 K, una lluminosidá 1700 vegaes mayor que la lluminosidá solar, y una masa de 5,8 mases solares. La so compañera, muncho más tenue, ye una estrella asemeyada al Sol o a ι Horologii, con una masa averada de 1,1 mases solares.
Los dos estrelles del sistema tán bien próximes, con un periodu orbital de namái 4,28 díes. Como cabría esperar, dambes estrelles tienen rotación síncrona, esto ye, caúna de les estrelles amuesa siempres la mesma cara a la otra. Teniendo en cuenta les sos respectives mases, la separación ente dambes pue ser d'unos 20 radios solares, y cuidao que la estrella principal tien un radiu 6 vegaes mayor qu'el del Sol, la separación ente dambes ye de namái tres veces el radiu de la estrella azul. Con una edá averada de 80 millones d'años, ésta última debe de tar escosando la so hidróxenu internu, próxima a convertise nuna estrella xigante. Al espandise, va atopar cola nana mariella, produciéndose tresferencia de masa ente los dos componentes, ensin que pueda predicise la posterior evolución del sistema.
Ni Aquarii
Ni Aquarii o Nu Aquarii (ν Aqr / 13 Aquarii / HD 201381) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,50. Alcuéntrase a unos 164 años lluz del Sistema Solar.
Ni Aquarii ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G8III con una temperatura superficial de 4980 K y una lluminosidá 42 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so diámetru, ensin ser escesivu pa una estrella xigante, ye 8,7 vegaes más grande qu'el del Sol. Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 2,8 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 155 díes.
El so metalicidá —bayura d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye inferior a la solar, equivalente a un 71% de la mesma.
Con una masa en redol a dos veces la masa solar, tien una edá envalorada de 1250 millones d'años.
Como interés, hai de solliñar que William Herschel señaló esta estrella como guía p'alcontrar la Nebulosa Saturnu (NGC 7009), la primera nebulosa planetaria clasificada como tal.
Ni Aquilae
Ni Aquilae (ν Aql / 32 Aquilae) ye una estrella asitiada na constelación del Águila.
Al igual que Sadalmelik (α Aquarii) o ζ Aquarii, alcuéntrase mui cerca del ecuador celeste, que crució dende l'hemisferiu sur al norte alredor del añu 1830.
Tien magnitú aparente +4,69 y alcuéntrase a unos 2800 años lluz del Sistema Solar.
Ni Aquilae ye una superxigante blancu-mariella de tipu espectral F2Ib. Tien una temperatura efectivo de 6805 K y una lluminosidá 21.000 vegaes superior a la del Sol, la mayor parte de la so enerxía radiada dientro del espectru visible.
A partir de la so temperatura y lluminosidá puede envalorase el so radiu, siendo ésti 104 vegaes más grande qu'el del Sol, que correspuende a 0,48 UA.
La so velocidá de rotación ye de, siquier, 12 km/s, polo que el so periodu de rotación puede durar hasta 1,2 años.
Ni Aquilae amuesa una metalicidá bien paecida a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Sicasí, al igual qu'otres superxigantes de tipu A-G, ta notablemente arriquecida en nitróxenu ([N/Fe] = +0,81), consecuencia del entemecíu fondu mientres la fase de xigante/superxigante colorada.
La so masa envalorada ye de 11,9 mases solares, polo que supera la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
Tien una edá averada de 16,1 ± 0,6 millones d'años.
Ni Aurigae
Ni Aurigae o Nu Aurigae (ν Aur / 32 Aurigae / HD 39003) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +3,97. Alcuéntrase a 215 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ni Aurigae ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9.5III (tamién clasificada como K0III) con una temperatura superficial de 4550 K. Ye una de les munches estrelles que, con temperatura y lluminosidá similares, funden heliu nel so nucleu. La so lluminosidá ye 163 vegaes mayor que la del Sol y, como xigante que ye, tien un radiu 20 vegaes más grande qu'el radiu solar. Empezó la so vida fai unos 400 millones d'años como una estrella de tipu B8 para, 350 millones d'años dempués, escosáu'l hidróxenu nel so interior, abandonar la secuencia principal.
Ni Aurigae tien una acompañante visual de magnitú +11,40 a 55 segundos d'arcu. Considerada una compañera óptica ensin rellación real con Ni Aurigae, tienen sicasí un movimientu común al traviés del espaciu. Si realmente tán físicamente rellacionaes, la distancia ente dambes sería de siquier 3700 UA, siendo nesi casu l'acompañante una nana naranxa de tipu K6.
Ni Bootis
Ni Bootis o Nu Bootis (ν Boo) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Boötes:
Ni Canis Majoris
Ni Canis Majoris o Nu Canis Majoris (ν CMa) ye una denominación de Bayer compartida por trés sistemes estelares distintos na constelación de Canis Maior:
Ni Centauri
Ni Centauri (ν Cen / HD 120307 / HR 5190) ye una estrella na constelación de Centauru de magnitú aparente +3,39.
Nun tien nome propiu habitual, anque na astronomía china yera conocida, xuntu a μ Centauri y φ Centauri, como Wei, «la balanza».
Ye miembru de la Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus y alcuéntrase a 437 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ni Centauri ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2; anque catalogada como subxigante, les sos carauterístiques físiques correspuenden a les d'una estrella de 9,4 millones d'años d'edá inda na secuencia principal.
La so temperatura efectivo ye de 22.950 K y la so lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, ye 4970 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 78 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 3 díes.
Ye una estrella llixeramente variable del tipo Beta Cephei —asemeyada por casu a ε Centauri— con un periodu de variación de 0,17 díes y figura tamién catalogada como variable elipsoidal rotante.
Coles mesmes, ye una estrella Be débil que puede tar arrodiada por un discu circumestelar.
Ni Centauri ye una binaria espectroscópica, tando la so compañera tan próxima que la so presencia namái se detectó por espectroscopia. El periodu orbital del sistema ye de 2,625 díes. Nada se sabe sobre Ni Centauri B; si fuera una estrella de baxa masa, la separación ente dambes sería de 0,08 UA.
Ni Cephei
Ni Cephei (ν Cep / 10 Cephei / HD 207260) ye una estrella na constelación de Cepheus de magnitú aparente +4,32. Dacuando recibe'l nome de Cor Regis, en llatín «Corazón del Rei». Alcuéntrase bien alloñada del Sistema Solar; la midida de la so paralax asitiar en redol a 5100 años lluz de distancia, magar l'erru inherente a esti valor ye del 75%. Per otra parte, el so movimientu indica que puede pertenecer a una asociación estelar OB conocida como Cepheus OB2, lo que la asitiaría a unos 2000 años lluz.
Ni Cephei ye una superxigante de tipu A2Iab; les superxigantes de tipu A son estrelles pocu frecuentes, siendo Deneb (α Cygni) la más conocida. Al nun conocese con seguridá la distancia que nos dixebra de Ni Cephei, los sos parámetros físicos son namái averaos. Si consideramos que ta a 2000 años lluz, tendría una lluminosidá 22.000 vegaes mayor que'l Sol y un radiu 70 vegaes más grande qu'el d'ésti; si tuviera a 2900 años lluz, la so lluminosidá averaríase a 50.000 vegaes la lluminosidá solar. La so temperatura efectivo ye de 6620 K. Ye una estrella bien masiva, con una masa ente 12 y 16 vegaes la masa solar, polo que va rematar la so vida con un nucleu de fierro y esplotando como una supernova. Tien una edá envalorada de 15 millones d'años.
Ni Coronae Borealis
Ni Coronae Borealis o Nu Coronae Borealis (ν CrB) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Corona Boreal:
Piénsase que dambes estrelles, a pesar de tar dixebraes apenes unos 10 años lluz, nun tán gravitacionalmente xuníes.
Ni Doradus
Ni Doradus (ν Dor) ye una estrella na constelación de Doráu.
De magnitú aparente +5,04, ye la novena estrella más brillosa de la constelación.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 300 años lluz del Sistema Solar.
Ni Doradus ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8V, percorriendo 2/3 partes de la so trayectoria como estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 10.690 K y una lluminosidá 103 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 3,2 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de, siquier, 67 km/s; per otru llau, un estudiu distintu otorga una cifra sensiblemente mayor pa esti parámetru —115 km/s—.
A diferencia d'otres estrelles calientes como Vega (α Lyrae) o 51 Ophiuchi, Ni Doradus nun amuesa escesu d'emisión infrarroxa —midida a 24 μm— qu'implique la esistencia d'un discu circumestelar de polvu.
Detenta una masa de 2,9 mases solares y la so edá ye d'aprosimao 80 millones d'años.
Ni Fornacis
Ni Fornacis (ν For / HD 12767 / HR 612) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Fornax, el fornu, dempués de Fornacis (α Fornacis) y β Fornacis. A una distancia de 362 años lluz del Sistema Solar, la so magnitú aparente ye +4,68.
Ni Fornacis ye una estrella blanca de tipu espectral B9.5sp. Tien una temperatura efectivo de 12.912 K y relluma con una lluminosidá 295 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con un diámetru averáu 3,3 vegaes más grande qu'el del Sol, la so velocidá de rotación proyeutada ye de 44 km/s.
Tien una masa de 3,75 mases solares y una edá d'aprosimao 135 millones d'años.
Ni Fornacis ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú 4,68 y 4,73 nun ciclu de 1,89 díes. Estes variables caracterizar por una variación pequeña nel rellumu —en Ni Fornacis ye de namái 0,05 magnitúes— y una distribución non homoxénea d'elementos químicos na superficie de la estrella. Alioth (ε Ursae Majoris) ye la estrella más brillosa dientro d'esti grupu y Cor Caroli (α Canum Venaticorum) ye la más estudiada.
Ni Geminorum
Ni Geminorum (ν Gem / 18 Geminorum / HD 45542) ye una estrella múltiple na constelación de Xéminis de magnitú aparente +4,14.
Alcuéntrase a unos 500 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El sistema Ni Geminorum ta apoderáu por una binaria cercana que la so componente principal, llamada Ni Geminorum Aa1, ye una xigante o subxigante de tipu espectral B6III con una temperatura averada de 14.000 K.
Anque los parámetros del sistema nun son bien conocíos, Ni Geminorum Aa1 pue ser tan lluminosa como 840 soles y tener una masa entendida ente 4,5 y 4,8 mases solares.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 220 km/s.
De la componente secundaria d'esta binaria, Ni Geminorum Aa2, nada se sabe.
El so periodu orbital ye de 53,72 díes y la separación media ente dambes estrelles ye de 0,5 ~ UA.
Una tercer estrella, Ni Geminorum Ab, orbita alredor de la binaria Aa1-Aa2. Bien malo de resolver —la so separación visual con ella ye d'apenes una o dos décimes de segundu d'arcu—, la so lluminosidá puede ser 330 vegaes mayor que la del Sol y puede tener una masa averada de 4,0 - 4,2 mases solares.
El so órbita ye notablemente escéntrica, lo que fai que la so separación cola binaria bazcuye ente 20 y 1,5 UA. Puede emplegar unos 13 años en completar una órbita, magar esta cifra ye namái averada.
Coles mesmes, ye una estrella Be que'l so espectru amuesa emisiones procedentes d'un discu circumestelar.
Una cuarta estrella puede completar el sistema estelar. Visualmente a casi 2 minutos d'arcu, Ni Geminorum B (HD 257937) tien magnitú +7,97.
De tipu espectral B8, ye de la mesma una estrella binaria.
Si verdaderamente forma parte del sistema, la so distancia al respective de la estrella triple Ni Gemnorum A ye de siquier 17.000 UA.
Ni Hydrae
Nin Hydrae o Nu Hydrae (ν Hya / HD 93813 / HR 4232) ye una estrella na constelación d'Hidra.
De magnitú aparente +3,11, ye la cuarta estrella más brillosa de la so constelación dempués de Alfard (α Hydrae), γ Hydrae y ζ Hydrae. La so posición sirve p'alcontrar la tenue constelación de Cráter; Alkes (α Crateris) ta aprosimao 3º al sureste de Nin Hydrae.
Asitiada a 138 años lluz de distancia, Nin Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0/K1III con una temperatura efectivo de 4375 K. La so lluminosidá ye 156 vegaes mayor que la lluminosidá solar, emitiendo la mayor parte de la so radiación na rexón del infrarroxu invisible.
La so velocidá de rotación ye igual o superior a 1,8 km/s. 
Siendo'l so radiu 22 vegaes más grande qu'el del Sol, completa un xiru en 619 díes —1,75 años—, magar esti ye una llende cimera, pos el verdaderu valor depende del enclín del so exa de rotación al respective de la Tierra.
Nin Hydrae amuesa una composición química «subsolar»; la rellación ente los conteníos de fierro y hidróxenu ye aprosimao la metá que nel Sol, enclín tamién reparáu pal carbonu y el oxíxenu.
Tien una masa ente 2 y 2,5 vegaes la masa solar y ye una estrella estable que'l so heliu internu se funde en carbonu y oxíxenu.
Ni Indi
Ni Indi (ν Ind / HD 211998 / HR 8515) ye una estrella na constelación d'Indus de magnitú aparente +5,29. Alcuéntrase a 94 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque nel Bright Star Catalogue apaez como una estrella binaria A3V + F9V, en realidá Ni Indi ye una estrella sola de tipu espectral G0IV. Tien una temperatura efectivo de 5291 K y una lluminosidá 6,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu casi 3 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye una estrella menos masiva que'l Sol, con una masa de 0,85 mases solares.
Tien una velocidá de rotación de siquier 4 km/s.
La traza más destacada de Ni Indi ye'l so baxu conteníu en metales en comparanza al Sol. El so conteníu en fierro ye aprosimao un 3% de la solar, pauta que se repite nel restu d'elementos estudiaos, con conteníos del 9% de magnesiu, 7% de calciu, 2,2% de sodiu y 4,5% de aluminiu en comparanza a los valores solares.
Ni Lupi
Ni Lupi o Nu Lupi (ν Lup) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Lupus:
Ni Ophiuchi
Ni Ophiuchi (ν Oph / 64 Ophiuchi / HD 163917) ye una estrella de la constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +3,31.
Dacuando recibe'l nome de Sinistra, significando «la esquierda» en llatín, magar s'atopa asitiada na mano derecha d'Ophiuchus.
Distante 151 años lluz del Sistema Solar, Ni Ophiuchi ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III, tamién catalogada como G9III, que la so temperatura efectivo ye de 4965 ± 40 K.
A partir del so diámetru angular —2,79 ± 0,11 milisegundos d'arcu— llógrase que el so radiu ye 14 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 3,04 km/s,lo que trai un periodu de rotación d'hasta 34 díes.
La so lluminosidá equival a 123 vegaes la lluminosidá solar y presenta un conteníu metálico daqué percima del de la nuesa estrella ([Fe/H] = +0,13).
Sicasí, el so conteníu de cianóxenu ye inferior al habitual, lo qu'implica un baxu conteníu de nitróxenu o carbonu.
Tres veces más masiva qu'el Sol, tien una edá averada de 330 - 445 millones d'años.
Conozse la esistencia de dos nanes marrones n'órbita alredor de Ni Ophiuchi.
La más interior, denominada Ni Ophiuchi b, afayóse en 2004.
Orbita a una distancia media de 0,18 UA de la estrella y el so periodu orbital ye de 536 díes.
Pela so parte, Ni Ophiuchi c afayóse en 2010 y el semiexe mayor de la so órbita ye de 5,88 UA, correspondiendo un periodu orbital de 3169 díes.
Dambos oxetos tienen una masa mínimo similar, respectivamente 22,3 y 24,5 vegaes la masa de Xúpiter para Ni Ophiuchi b y c.
Ni Persei
Ni Persei (ν Per / 41 Persei / HD 23230) ye una estrella de magnitú aparente +3,78 asitiada na constelación de Perséu.
Alcuéntrase a 556 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ni Persei ye una xigante lluminosa —catalogada tamién como superxigante— de tipu espectral F5II que la so temperatura superficial ye de 6600 K.
Relluma con una lluminosidá 711 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 21 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada de 47 km/s —alzada pa una estrella de les sos carauterístiques— da llugar a un periodu de rotación de 22 díes a lo más.
La so masa ye de 4,5 mases solares y nació fai unos 120 millones d'años como una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu B5.
Ni Persei tien una compañera estelar visualmente dixebrada d'ella 32 segundos d'arcu.
Denominada Ni Persei B (BD+42 815B), el so rellumu correspuende al d'una nana mariella de tipu G2 asemeyáu al Sol.
La so distancia al respective de la brillosa xigante ye de siquier 5400 UA.
Ni Phoenicis
Ni Phoenicis o Nu Phoenicis (ν Phe / HD 7570 / HR 370) ye una estrella de magnitú aparente +4,96 asitiada na constelación de Fénix.
Alcuéntrase a 49,1 años lluz del Sistema Solar.
Ni Phoenicis ye una nana mariella de tipu espectral F8V con una temperatura superficial de 6016 K.
Más grande qu'el Sol —el so radiu aprosimao ye un 22% más grande qu'el radiu solar—, relluma con una lluminosidá un 87% mayor que la de la nuesa estrella.
Paez tener una mayor metalicidá que'l Sol, con una bayura relativa de fierro un 34% mayor.
Otros elementos como sodiu, siliciu y níquel amuesen un enclín similar.
Con una masa de 1,16 mases solares, paez ser una estrella pocu más nueva que'l Sol, con una edá de 4200 millones d'años.
La so velocidá de rotacion ye igual o superior a 4,3 km/s, más del doble de la que tien el Sol.
L'escesu de radiación emitida nel infrarroxu suxure que Ni Phoenicis tópase arrodiada d'un discu circumestelar de polvu asemeyao al de HN Pegasi o HD 76151. D'alcuerdu a modelos teóricos, el cantu interior del discu asitiar a 10 UA de la estrella, con un anchor de delles UA.
Ni Pictoris
Ni Pictoris o Nu Pictoris (ν Pic / HD 45229 / HR 2320) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,61 na constelación de Pictor. Alcuéntrase a 164 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella primaria de Ni Pictoris ye una estrella Am con una temperatura efectivo de 7537 K.
Les estrelles Am, llamaes tamién estrelles con llinies metáliques, amuesen espectros con llinies d'absorción intenses de ciertos metales.
Siriu A o Deneb Algedi (δ Capricorni) son dos brillosos exemplos d'esta clase d'estrelles.
Ni Pictoris tien un radiu un 90% más grande qu'el radiu solar.
Les estrelles Am como Ni Pictoris davezu formen parte d'un sistema binariu onde la rotación estelar ralentizóse por cuenta de la fuerza de marea.
Coles mesmes, la elevada lluminosidá de Ni Pictoris en rayos X —42,9 × 10 W— suxuría tamién la presencia d'una compañera estelar.
Sicasí, nun foi hasta 2006 cuando s'afayó la duplicidá de Ni Pictoris.
La estrella secundaria puede tener 1/4 parte de la masa de la estrella visible y el periodu orbital del sistema ye de 452 ± 16 díes.
Ni Puppis
Ni Puppis (ν Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. Con magnitú aparente +3,17, ye la quinta más brillosa de la so constelación.
D'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Ni Puppis alcuéntrase a 371 años lluz de distancia del Sistema Solar, siendo'l marxe d'erru del 3%.
Sicasí, fai 3,6 millones d'años —nel pliocenu— producióse'l so máximu acercamientu al Sistema Solar.
Ni Puppis ye una estrella xigante blancu-azulada de tipu espectral B8III con una temperatura efectivo de 12.000 K. Incluyendo la radiación emitida nel ultravioleta ye 1340 vegaes más lluminosa qu'el Sol, con un radiu 8,5 vegaes más grande qu'el radiu solar. Como otres estrelles asemeyaes, Ni Puppis xira sobre sigo mesma a gran velocidá (siquier a 246 km/s), completando una vuelta en menos de 1,7 díes. Con una masa unu 5 vegaes mayor que la del Sol, fai 95 millones d'años formóse como una estrella B2 y namái unos cientos de miles d'años tras terminó la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Anguaño tase esfreciendo y espandiendo para, dientro d'unos millones d'años, convertise nuna lluminosa xigante colorada.
Hai evidencia de que Ni Puppis puede ser una estrella variable con una pequeña fluctuación nel so rellumu d'unes centésimes de magnitú. Puede ser un casu estremu d'una estrella B pulsante lenta, como 53 Persei, o una variable Beta Cephei.
Por cuenta de la precesión de la tierra, esta sera la estrella polar austral aprosimao nel 13.700 d.C.
Ni Tauri
Ni Tauri o Nu Tauri (ν Tau / 38 Tauri / HD 25490 / HR 1251) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +3,90. Dacuando ye conocida como Furibundus, en llatín «furiosu» o «engafentáu», títulu procedente de "Taurus Furibundus", «el toru furiosu».
Ni Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0.5V asemeyáu a Siriu (α Canis Majoris) o a Vega (α Lyrae). Distante 129 años lluz del Sistema Solar, ta quince veces más alloñada que Siriu y unos cinco vegaes más alloñada que Vega. Con una temperatura de 9077 K, ye 38 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
A partir del so diámetru angular envaloráu —0,614 segundos d'arcu— puede evaluase el so radiu, resultando ser ésti 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 83 km/s, siendo ésti una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín del so exa de rotación al respective de nós.
Tien una edá averada de 250 millones d'años.
Ni Tauri tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— considerablemente menor que la solar, aprosimao'l 58% de la mesma.
Elementos como calciu y bariu son deficitarios en rellación al Sol, pero nel casu del bariu, el so conteníu relativo ye 2,7 vegaes más eleváu que na nuesa estrella.
Ni Virginis
Ni Virginis o Nu Virginis (ν Vir / 3 Virginis / HD 102212) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,04. Alcuéntrase a unos 313 años lluz del Sistema Solar.
Ni Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M1III, una de les poques xigantes coloraes visibles a simple vista, que la so temperatura superficial ye de 3610 K. Considerando la radiación emitida nel infrarroxu, la so lluminosidá equival a 1075 soles. El so radiu, calculáu en función de la so temperatura y lluminosidá, correspuende a 84 radios solares o 0,39 UA, aprosimao la distancia de Mercuriu al Sol. Sicasí, la midida del so diámetru angular —teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu—, conduz al valor, claramente inferior, de 63 radios solares. Nesti últimu casu la so lluminosidá sería menor, equivalente a 600 vegaes la lluminosidá solar.
Nun se sabe con certidume l'estáu evolutivu nel que s'atopa Ni Virginis. Si considérase la lluminosidá más baxa, la so masa correspuende a 1,25 mases solares; nesti casu, pue tar amontando'l so rellumu con un nucleu inerte de heliu, menguando en rellumu mientres el heliu se funde en carbonu, o amontando'l so rellumu con un nucleu de carbonu. Considerando la lluminosidá mayor, Ni Virginis ye una estrella más masiva —1,7 mases solares—, amontando'l so rellumu con un nucleu inerte de carbonu.
Una pequeña variación nel so rellumu de 0,1 magnitúes suxure la última opción, tando catalogada como una variable semirregular.
Ni1 Bootis
Ni1 Bootis (ν Boo / 52 Bootis / HD 138481) ye una estrella na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,02.
Comparte la denominación de Bayer «"Ni"» con Ni2 Bootis, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 10 minutos d'arcu.
Sicasí, nun esiste rellación física ente elles, yá que mientres Ni1 Bootis alcuéntrase a 838 años lluz del Sistema Solar, Ni2 Bootis alcuéntrase a menos de la metá de distancia.
Ni1 Bootis ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura efectivo de 3915 K.
Tien una lluminosidá 1650 vegaes mayor que la del Sol y ye una xigante de gran tamañu, siendo'l so diámetru 88 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma amodo —el so velocidá de rotación proyeutada ye de 4 km/s—, polo que puede tardar hasta 3 años en completar una vuelta.
El so metalicidá ye más elevada a la solar, casi un 80% mayor ([Fe/H] = +0,25).
Ni1 Bootis tien una masa 5 vegaes mayor que la masa solar.
Como en tantes otres xigantes, nel so interior tien llugar la fusión de heliu en carbonu.
La so edá envalorada ye de 100 millones d'años.
Ni1 Coronae Borealis
Ni1 Coronae Borealis (ν CrB / 20 Coronae Borealis / HD 147749) ye una estrella na constelación de Corona Borealis que la so magnitú aparente ye +5,20. Forma una estrella doble óptica con ν Coronae Borealis y, anque dambes estrelles tán dixebraes apenes unos 10 años lluz (una distancia que puede ser daqué mayor o menor por cuenta d'erros de midida), los distintos movimientos propios y velocidaes radiales indiquen qu'a cencielles tán pasando una al llau de la otra.
A unos 555 años lluz de distancia del Sistema Solar, Ni1 Coronae Borealis ye una xigante colorada de tipu espectral M2III. El so diámetru angular pudo ser midíu por interferometría, resultando ser el so radiu 67 vegaes más grande qu'el radiu solar. Incluyendo la gran cantidá de radiación infrarroxo emitida dada la so baxa temperatura (3765 K), la lluminosidá de Ni1 Coronae Borealis ye 817 vegaes mayor qu'el Sol. La so edá envalórase nunos 750 millones d'años.
Ni1 Coronae Borealis ye una estrella variable con una variación de rellumu de namái 0,08 magnitúes.
Ni1 Lupi
Ni1 Lupi (ν Lup / HD 136351 / GJ 3901) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu, de magnitú aparente +4,96. Comparte la denominación de Bayer "Nin" con ν Lupi, de la que ta dixebrada visualmente 23 minutos d'arcu.
Los dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes, yá que mientres Ni1 Lupi alcuéntrase a 111 años lluz de distancia, Ni2 Lupi alcuéntrase a namái 47 años lluz.
La clasificación estelar de Ni1 Lupi varia según la fonte consultada. Considerada una nana mariella de tipu espectral F8V nel Bright Star Catalogue, na base de datos SIMBAD apaez catalogada como una estrella xigante o subxigante de tipu F6III-IV.
Los sos parámetros de lluminosidá —10 vegaes mayor que la lluminosidá solar— y radio —2,6 vegaes mayor qu'el radiu solar— suxuren que la estrella ta abandonando, si nun lu hai fechu yá, la secuencia principal.
Ni1 Lupi tien una temperatura superficial de 6340 K.
La so masa ye un 58% mayor que la masa solar y el so conteníu metálico ye bien asemeyáu al del Sol ([Fe/H] = -0,01).
La so velocidá de rotación —2,8 km/s— nun ye muncho más alta que la del Sol —aprosimao 2 km/s—, magar dichu valor ye una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín que tenga'l so exa de rotación.
Ni2 Bootis
Ni2 Bootis (ν Boo / 53 Bootis / HD 138629) ye un sistema estelar na constelación de Boötes de magnitú aparente +5,00.
Comparte la denominación de Bayer «"Ni"» con Ni1 Bootis, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 10 minutos d'arcu.
Sicasí, nun esiste rellación física ente elles, yá que mientres Ni2 Bootis alcuéntrase a 388 años lluz del Sistema Solar, Ni2 Bootis alcuéntrase a más del doble de felicidá alloña.
Ni2 Bootis ye una binaria que les sos componentes, idéntiques, son dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A5V.
La temperatura efectivo envalorada de dambes ye de 8300 K y, caúna d'elles, relluma con una lluminosidá 54 vegaes mayor que la del Sol.
Tienen una masa de 2,4 mases solares y el so diámetru ye 3,6 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La midida de la so velocidá de rotación proyeutada da la elevada cifra de 217 km/s, lo que favorez la esistencia d'un discu circumestelar, magar se desconoz alredor de qué componente ta asitiáu. Ello ye que Ni2 Bootis ta catalogada como una «estrella con envoltura».
El periodu orbital d'esta binaria ye de 8,48 años.
La separación ente dambes estrelles ye de 7,2 UA y el planu orbital ta inclináu 65º respectu al planu del cielu.
Ni2 Canis Majoris
Ni2 Canis Majoris o Nu2 Canis Majoris (ν CMa / 7 Canis Majoris / 7 CMa) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,53.
Ensin nome propiu habitual, en astronomía china ye conocida como 雞 (Yějī), que'l so significáu ye'l Gallu Selvaxe», yá que marca'l asterismo del mesmu nome.
Comparte la denominación de Bayer «"Ni"» con ν Canis Majoris y ν Canis Majoris, magar nun esiste rellación física ente elles; ente que Ni2 Canis Majoris alcuéntrase a 65 años lluz del Sistema Solar, les otres dos estrelles tán considerablemente más alloñaes.
Enantes catalogada como xigante naranxa, güei considérase a Ni2 Canis Majoris una subxigante de tipu espectral K1IV.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 4750 K y una metalicidá más elevada que la del Sol ([Fe/H] = +0,18). Tocantes a el so tamañu, el so diámetru calculáu a partir del so metalicidá, temperatura efectivo y magnitú absoluta— ye 5,1 vegaes más grande qu'el del Sol; la midida directa del so diámetru angular considerando'l escurecimientu de llimbu, 2,44 milisegundos d'arcu, conduz a un tamañu daqué mayor de 6,8 diámetros solares.
Ni2 Canis Majoris rota amodo, con una velocidá de rotación proyeutada de 1,15 km/s. Tien una masa averada de 1,3 mases solares y la so edá envalórase en 4170 ± 1320 millones d'años.
En 2011 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de Ni2 Canis Majoris.
Denomináu 7 Canis Majoris b, ye un planeta xigante que'l so periodu orbital ye de 763 ± 17 díes (2,1 años).
Tien una masa mínimo equivalente a 2,6 vegaes la masa de Xúpiter.
Ni2 Columbae
Ni2 Columbae (ν Col / HD 37495 / HR 1935) ye una estrella de magnitú aparente +5,31 asitiada na constelación de Columba, el palombu.
Ni2 Columbae ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F4V que, como'l Sol, funde nel so interior hidróxenu en heliu.
Con una temperatura efectivo de 6340 - 6350 K, ye 9,9 vegaes más lluminosa que'l Sol.
De carauterístiques asemeyaes a les de φ Gruis o λ Arae, ye más lluminosa que cualesquier d'elles.
Tien una masa envalorada ente un 50% y un 60% mayor que la masa solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 30 km/s.
Ni2 Columbae tien un conteníu metálico inferior a la solar; un primer estudiu señala un valor de -0,31 pal so índiz de metalicidá, magar un segundu estudiu atribúye-y un valor de -0,11, más próximu al del Sol.
Coles mesmes, el so conteníu relativo de azufre respectu al de fierro ye de los más altos dientro d'un estudiu lleváu a cabu ente 74 estrelles de nuesa galaxa.
Ni2 Coronae Borealis
Ni2 Coronae Borealis (ν CrB / 21 Coronae Borealis / HD 147767) ye una estrella na constelación de Corona Borealis de magnitú aparente +5,40. Forma una doble óptica con ν Coronae Borealis, compartiendo con ella la denominación de Bayer «"Ni"». Anque dambes estrelles tán dixebraes apenes unos 10 años lluz (una distancia que puede variar por cuenta d'erros de midida), los distintos movimientos propios y velocidaes radiales indiquen qu'a cencielles tán pasando una cerca de la otra. La edá de dambes ye bien similar, unos 750 millones d'años, y el menor rellumu de Ni2 débese a que ye unos pocos millones d'años más nuevu que Ni1.
A unos 545 años lluz de distancia del Sistema Solar, Ni2 Coronae Borealis ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III, siendo'l so radiu 47 vegaes más grande qu'el radiu solar. Incluyendo la radiación infrarroxo emitida dada la so baxa temperatura (3940 K), la lluminosidá de Ni2 Coronae Borealis ye 479 vegaes mayor qu'el Sol.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— un 30% inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16). 
La so masa ye d'aprosimao 2,5 mases solares.
Ni2 Lupi
Ni2 Lupi (ν Lup) ye una estrella na constelación de Lupus, el llobu, asitiada al sur de la constelación cerca de ν Lupi y κ Lupi. Comparte la denominación de Bayer «"Nin"» con ν Lupi, pero les dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes. ν Lupi ta a daqué más del doble de distancia del Sistema Solar que ν Lupi.
Dende 2011 conozse la esistencia de trés planetes estrasolares alredor d'esta estrella.
Ni2 Lupi ta relativamente próxima a nós, yá que s'atopa a 47,5 años lluz de distancia.
Ye una nana mariella de tipu espectral G4V que les sos carauterístiques físiques son bien similares a les del Sol.
Ye, poro, una análoga solar con una temperatura efectivo de 5664 ± 14 K.
Malapenes un 1% menos lluminosa que'l Sol, el so radiu ye llixeramente más grande —un 4%— qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 2 km/s.
Con una masa ente 0,81 y 0,91 mases solares, ye una estrella antigua con una edá cimera a los 10.000 millones d'años.
Ni2 Lupi amuesa una metalicidá inferior a la solar, igual al 59% de la mesma ([Fe/H] = -0,23).
Especialmente baxos son los niveles de fierro y níquel; en dambos casos la so bayura relativa ye menos de la metá que nel Sol.
En septiembre de 2011 anuncióse'l descubrimientu de tres planetes del tipu «supertierra» n'órbita alredor de Ni2 Lupi.
Muévese a una distancia entendida ente 0,1 y 0,4 UA de la estrella.
Nihal
Nihal (β Leporis / β Lep / 9 Leporis / HD 36079) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Lepus, la llebre, dempués de Arneb (α Leporis). De magnitú aparente +2,81, alcuéntrase a 159 años lluz del Sistema Solar. El so nome provién del árabe "An-Nihal" y significa «los camellos quitando la sede la so sede».
Nihal ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G5II, que la so temperatura superficial de 5209 K ye daqué menor que la del Sol.
Tien una lluminosidá 165 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye una fonte emisora de rayos X, lo que suxure que tien actividá magnética.
Con una masa 3,5 vegaes mayor que la del Sol, topar nuna etapa de rápida evolución con un nucleu estable de heliu; en menos d'un millón d'años va aumentar el so rellumu enantes d'empezar la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.
Anque en llinies xenerales la so composición química ye similar a la del Sol, amuesa ciertes peculiaridaes, como l'arriquecimientu n'elementos de les tierres rares (itriu, praseodimiu, neodimiu y samariu).
Nihal ye una estrella binaria, que la so acompañante alcuéntrase a 2,5 segundos d'arcu de la estrella principal.
La compañera estelar ye una estrella tenue, siendo catalogada dende magnitú 7 a magnitú 11.
NN Apodis
NN Apodis (NN Aps / HD 137509 / HIP 76011) ye una estrella variable na constelación del Apus, el ave del paraísu.
Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum —clase tipificada por Cor Caroli (α Canum Venaticorum)—, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,86 y +6,92.
Alcuéntrase a 812 años lluz de distancia del Sistema Solar.
NN Apodis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9p, la cual, con una edá averada de 77 millones d'años, ta casi nel ecuador de la so estancia dientro de la secuencia principal.
Ye una estrella químicamente peculiar que presenta una notable sobreabundancia de siliciu, fierro, cromu y titaniu en rellación al Sol.
Nel otru estremu, la so atmósfera ta emprobecida tocantes a heliu, calciu y magnesiu.
Tien un fuerte campu magnéticu —el so campu magnéticu superficial algama los 2900 G—, siendo'l segundu más intensu ente les estrelles químicamente peculiares dempués de la conocida Estrella de Babcock.
NN Apodis tien una temperatura efectivo de 11.910 K, siendo'l so radiu 3,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Relluma con una lluminosidá 185 vegaes mayor que la del Sol y ye ente 3,4 y 3,9 vegaes más masiva qu'ésti.
NN Serpentis
NN Serpentis (NN Ser) ye un sistema binariu formáu por una nana blanca y una nana colorada.
De magnitú aparente +16,7, ta encuadráu na constelación de Serpens, na rexón de Serpens Caput, visualmente a 17 minutos d'arcu de 39 Serpentis.
Alcuéntrase a 512 pársecs (1670 años lluz) del Sistema Solar.
La nana blanca del sistema tien tipu espectral DAO1.
El so nucleu ye de carbonu y oxíxenu y ta arrodiáu por una gruesa capa de hidróxenu.
Bien caliente, tien una temperatura efectivo de 57.000 ± 3.000 K.
Con una masa de 0,535 mases solares, el so radiu equival al 2,1% del que tien el Sol.
La so edá d'enfriamientu, como remanente estelar, ye d'aprosimao un millón d'años.
Nun tien forma esférica por cuenta de la fuerte atracción exercida pola so trupa y masiva acompañante, tando'l so radiu entendíu —dependiendo de la zona considerada— ente 0,147 y 0,153 radios solares.
El periodu orbital de NN Serpentis ye de 0,13008 díes o 3,13 hores.
El planu orbital ta inclináu 89,6º respectu al planu del cielu —vemos la órbita casi de perfil—, polo que'l sistema ye una binaria eclipsante.
Dende 2010 conozse la esistencia de dos planetes en redol al sistema NN Serpentis AB.
NN Serpentis d, el planeta más interior, orbita a 3,39 UA del sistema AB, ente que NN Serpentis c, el más esternu, orbita a 5,38 UA.
Los dos planetes pueden sobrevivir la fase d'envoltura común del sistema AB que dio llugar a la nana blanca güei presente, o bien pueden ser planetes de segunda xeneración aniciaos a partir d'un discu circumbinario creáu a la fin de dicha fase. Nesti últimu casu, los planetes seríen bien nuevos.
NO Aurigae
NO Aurigae (NO Aur / HD 37536 / HR 1939 / HIP 26718) ye una estrella variable na constelación d'Auriga de magnitú aparente media +6,24. Anque se señaló la so asociación col cúmulu estelar Aurigae OB1, la paralax midida pol satélite Hipparcos asitiar a 1370 años lluz del Sistema Solar, un terciu de la distancia a la que s'atopa'l cúmulu.
NO Aurigae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3789 K. Asemeyáu a la brillosa Antares (α Scorpii) o a σ Canis Majoris, tien un radiu 630 vegaes mayor qu'el del Sol, lo qu'equival a 2,93 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie estender hasta'l cinturón d'asteroides, englobando dientro d'ella los cuatro planetes más cercanos al Sol, incluyida la Tierra.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye casi 7000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un conteníu metálico inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15), correspondiendo la so bayura relativa de fierro al 71% de la esistente nel Sol.
La so masa envalorada ye aprosimao 5 vegaes mayor que la masa solar.
Catalogada como una variable irregular LC, el rellumu de NO Aurigae varia ente magnitú +6,1 y +6,3.
NR Canis Majoris
NR Canis Majoris (NR CMa) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +5,62 que s'atopa a 301 años lluz de distancia.
Dientro de 2.972.000 años va alcuéntrase a 57 años lluz, la mínima distancia a la que va tar del Sistema Solar, momentu nel que va rellumar con magnitú +1,98.
NR Canis Majoris ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A9Vn,
tamién catalogada como F2V.
Tien una temperatura efectivo de 7145 K y una lluminosidá 44 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Piénsase que ta abandonando la secuencia principal, lo que vien sofitáu pola so escesiva lluminosidá según pol so tamañu; a partir del so diámetru angular envaloráu, 0,55 milisegundos d'arcu, puede evaluase que el so radiu ye 5,4 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 185 km/s y tien una masa 2,18 vegaes mayor que la del Sol.
NR Canis Majoris tien una compañera estelar visualmente separada d'ella 1,52 segundos d'arcu.
La órbita galáctica de NR Canis Majoris, con una notable escentricidá de y = 0,46, determina que la so distancia respeutu al centru de la galaxa varie ente 7,3 y 19,8 kilopársecs.
Na actualidá alcuéntrase bien próxima al periastru, coincidiendo col Sistema Solar, pero nun futuru volverá alloñar considerablemente del centru de la Vía Lláctea.
La so variabilidá afayóse pol satélite Hipparcos.
Les variables Delta Scuti, tamién denominaes cefeides nanes, esperimenten variaciones nel so rellumu debíes a pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Caph (β Cassiopeiae), ρ Puppis y θ Tauri son les más brilloses dientro d'esti grupu.
NT Vulpeculae
NT Vulpeculae (15 Vulpeculae / HD 189849 / HR 7653) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula —la rapiega— de magnitú aparente +4,65. Alcuéntrase a 223 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
NT Vulpeculae ta catalogada como una estrella xigante de color blancu y tipu espectral A4III, con una temperatura superficial de 7820 ~ K.
Con un radiu un 80% más grande qu'el radiu solar, el so tamañu nun ye comparable al de les xigantes coloraes —considerablemente más grandes—, siendo la lluminosidá de NT Vulpeculae 58 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una metalicidá un 20% más alta que la del Sol y la so velocidá de rotación ye igual o superior a 16 km/s.
Ye amás una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de 3195 díes.
NT Vulpeculae ye una estrella con llinies metáliques (estrella Am) y una variable Alfa2 Canum Venaticorum. Esti tipu d'estrelles tienen intensos campos magnéticos y presenten llinies espectrales fuertes de dalgunos elementos químicos que varien cola rotación de la estrella. El rellumu de NT Vulpeculae varia 0,05 magnitúes nun ciclu de 14,0 díes.
Nu Octantis
Nu Octantis (ν Oct / HD 205478 / HR 8254) ye la estrella más brillosa na constelación de Octans con magnitú aparente +3,73. Alcuéntrase a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Nu Octantis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III. Los sos parámetros son modestos tratándose d'una estrella xigante: la so lluminosidá ye 16 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 5,9 vegaes más grande.
Ello ye la resultancia de la masa de la estrella —un 40% mayor que la masa solar— y de la fase na que s'atopa dientro de la evolución estelar. Fai unos 2000 millones d'años escosó la fusión del hidróxenu nel so nucleu, empezando a crecer y a esfrecese según convertíase nuna estrella subxigante. Na so etapa actual ta a puntu de convertise nuna verdadera xigante. Dientro d'unos 100 millones d'años —un ralu de tiempu bien corto dientro de la vida d'una estrella d'estes carauterístiques— la so lluminosidá va aumentar unes 60 vegaes y el so diámetru va multiplicar por 15.
Nu Octantis ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2,9 años. La compañera, Nu Octantis B, ye una nana de tipu K7-M1 y 0,5 mases solares, que la so separación media cola estrella principal ye de 2,55 UA; sicasí, la escentricidá de la órbita (ε = 0,24) fai que dicha separación fluctúe ente 2 y 3 UA.
Alteraciones nel espectru de la estrella xigante suxuren la posible esistencia d'un planeta xovianu orbitando a 1,2 UA de Nu Octantis A.
Nu Scorpii
Jabbah (ν Sco / ν Scorpii) ye un sistema estelar de la constelación de Scorpius, el so nome provién del árabe y significa "frente".
El sistema ta formáu por cinco estrelles dixebraes en dos grupos por 41 segundos d'arcu.
El primer grupu ta formáu por Nu Scorpii A, una binaria espectroscópica, y por Nu Scorpii B a una distancia de 1.3 segundos d'arcu.
El segundu frupo ta formáu por Nu Scorpii C y Nu Scorpii D separaes por 2.4 segundos d'arcu.
Jabbah ye la estrella que causa la nebulosa de la reflexón catalogada como IC 4592. Esti tipu de nebuloses componer del polvu bien fino y de normal son escures, pero si tienen próximes estrelles bien enerxétiques pueden paecer azules al reflexar la lluz de les mesmes.
NU Vulpeculae
NU Vulpeculae (NU Vul / 21 Vulpeculae) ye una estrella na constelación de Vulpecula.
De magnitú aparente +5,20, alcuéntrase a 297 años lluz de distancia del Sistema Solar.
NU Vulpeculae ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IVn.
Tien una temperatura efectivo de 7621 K y una lluminosidá 67 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir del so diámetru angular envaloráu, 0,57 milisegundos d'arcu, puede evaluase el so diámetru, siendo ésti 5,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 222 km/s y tien una masa de 2,36 mases solares.
Nel so nucleu yá remató la fusión nuclear de hidróxenu en heliu, abandonando NU Vulpeculae la secuencia principal.
Este ye unu de los periodos más llargos, superáu por poques d'estes variables, ente elles δ Scuti —prototipu del grupu—, S Eridani y YZ Capricorni.
Les variables Delta Scuti, dacuando llamaes «cefeides nanes», esperimenten variaciones na so lluminosidá causaes por pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Nunki
Nunki ye'l nome de la estrella σ Sagittarii, la segunda más brillosa de la constelación de Saxitariu dempués de Kaus Australis (ε Sagittarii). De magnitú aparente +2,05, ta asitiada na rexón central de la constelación, na cinturón de la Vía Lláctea. Alcuéntrase a 220 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Al contrariu que munchos nomes d'estrelles que deriven del árabe, Nunki ye un nome d'orixe babiloniu y paez derivar de la "Tabla de los Trenta Estrelles" babilónica, onde s'identificaba cola "Estrella de la Proclamación del Mar". El significáu del nome nun ta claro, anque pudiera provenir de Enki, dios de Mesopotamia xeneralmente acomuñáu coles agües. Otros nomes que recibe la estrella son Sadira y Pelagus, esti postreru de la palabra llatina para «mar».
Nunki ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5V. Al igual qu'el Sol, ye una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión nuclear del hidróxenu en heliu. Pero a diferencia d'ésti, ye muncho más caliente. Con una temperatura superficial de 20.000 K emite una gran cantidá de radiación ultravioleta. Teniendo en cuenta ésta última, ye 3300 vegaes más lluminosa que'l Sol y 2200 vegaes más lluminosa si namái se considera la radiación emitida como lluz visible. La so masa ye 7,8 ± 0,2 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu 5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La duración de la so vida cífrase en redol a los 31 millones d'años, enantes de terminar los sos díes como una nana blanca.
Nunki ye una estrella binaria, con una compañera de magnitú +9,5 a 309 segundos d'arcu; estudios fechos per aciu interferometría suxuren que puede esistir una tercera compañera más cercana.
Dacuando Nunki ye clisada pola Lluna, y más raramente polos planetes. La postrera tapecimientu de Nunki por un planeta tuvo llugar el 17 de payares de 1981, nesti casu por Venus.
Per otra parte, Nunki ye la estrella más brillosa que puede ser despintada por un planeta esterior, anque solo Marte puede faelo, y bien dacuando. La última vegada qu'asocedió esto foi'l 3 de setiembre de 423.
Nusakan
Nusakan ye'l nome de la estrella β Coronae Borealis (β CrB / 3 Coronae Borealis), de magnitú aparente +3,66, la segunda más brillosa de la constelación de Corona Boreal dempués de Alphecca (α Coronae Borealis).
Alcuéntrase a 114 años lluz del Sistema Solar.
La ortografía árabe de Nusakan ye "An-Nasaqan" y significa «los dos series». Provién del términu "Masakin", de Kasat al Masakin, nome que los árabes daben a la constelación de Corona Boreal.
En China, esta estrella forma parte del asterismo 貫索 (Guàn El soǒ), «la correa endolcada», que tamién inclúi a π Coronae Borealis, θ Coronae Borealis, α Coronae Borealis, γ Coronae Borealis, δ Coronae Borealis, ε Coronae Borealis, ι Coronae Borealis y ρ Coronae Borealis.
Arriendes d'ello, β Coronae Borealis ye conocida como 貫索三 (Guàn El soǒ sān}, «la tercer estrella de la correa endolcada».
Nusakan ye una estrella binaria, coles sos componentes dixebraes apenes 0,3 segundos d'arcu, lo que correspuende a una distancia ente elles de 10 UA. El so periodu orbital ye de 10,5 años, siendo la componente principal unos cuatro vegaes más lluminosa que la secundaria. La lluminosidá d'ésta última ye 7 vegaes mayor que la del Sol.
La estrella principal tien una masa aprosimao doble de la del Sol, ente que'l so acompañante puede tener una masa de 1,3 mases solares.
Nusakan davezu apaez catalogada como F0p, siendo la «p» indicativa de peculiar, nel sentíu de qu'el so espectru d'emisión presenta anomalíes na bayura de dellos elementos químicos.
Asina, ye deficiente n'elementos como oxíxenu, ente qu'otros elementos como estronciu, cromu y europiu presenten concentraciones más altes de lo habitual.
En realidá la estrella nun ta produciendo grandes cantidaes d'estos elementos, sinón que al nun esistir conveición nel so interior, dellos elementos son abasnaos por radiación al esterior, ente qu'otros fúndense escontra dientro. Al igual que la mayor parte de les estrelles peculiares, Nusakan rota amodo, completando un xiru en 18,49 díes. El so campu magnéticu ye bien grande, más de 10.000 vegaes mayor qu'el campu magnéticu terrestre.
El so rellumu varia 0,07 magnitúes a lo llargo del so periodu de rotación.
NV Aurigae
NV Aurigae (NV Aur) ye una estrella variable na constelación d'Auriga.
De magnitú aparente media +8,20 en banda J, alcuéntrase a una distancia de 1200 pársecs —aprosimao 3900 años lluz— del Sistema Solar.
NV Aurigae ye una estrella bien fría de tipu espectral M10 y 2500 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá ente 9.800 y 13.284 vegaes superior a la lluminosidá solar.
De gran tamañu, tien un radiu 615 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,9 UA; si ocupara'l llugar del nuesu Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— taríen conteníes dientro de la estrella.
NV Aurigae alcuéntrase na caña asintótica xigante (AGB), periodu de la evolución estelar qu'esperimenten les estrelles de masa entemedio al concluyir les sos vides; la conocida Mira (ο Ceti), R Leonis y R Hydrae son exemplos d'estrelles nesta fase evolutiva.
NV Aurigae pierde masa estelar a razón de 1,8 × 10 mases solares per añu, y el ritmu de perda de masa ye constante.
Catalogada como variable Mira, la so variación de rellumu en banda H ye de 2,6 magnitúes y el so periodu de pulsación ye de 635 díes.
NV Aurigae ta arrodiada por una envoltura circumestelar onde se detectó emisión máser de SiO —una característica común de les estrelles AGB riques en oxíxenu—, agua y OH.
El SiO ye la especie emitida más cerca de la estrella, nuna capa de formación de polvu a una distancia ente dos y cuatro veces el radiu de la estrella; la emisión máser d'agua tien amestar a una distancia ente 10 y 20 vegaes el radiu de la estrella.
El radiu de la envoltura en redol a NV Aurigae ye de 2,0 × 10 cm.
NW Puppis
NW Puppis (NW Pup) ye una estrella variable na constelación de Puppis de magnitú aparente +5,08. Curiosamente ostenta dos denominaciones de Bayer distintes, Ni2 Puppis y Ípsilon2 Puppis, pero ye más conocida pol so denominación de variable NW Puppis o a cencielles polos sos diversu númberos de catálogu (HD 57219 / HR 2790 / HIP 35406).
Asitiada a 836 años lluz del Sistema Solar, NW Puppis ta catalogada como una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IVne.
Muncho más caliente qu'el Sol, tien una temperatura efectivo de 18.286 K y un radiu 3,9 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so masa envalórase ente 5,9 y 6,2 vegaes la masa solar y la so edá cífrase en redol a 50 - 60 millones d'años. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 84 km/s, magar otros estudios aumenten esti valor hasta 117 km/s.
NW Puppis ta clasificada como una estrella con llinies débiles d'heliu, una clase d'estrelles que'l so principal representante ye α Sculptoris. Ye tamién una variable Beta Cephei, un tipu de variable onde les oscilaciones de rellumu son debíes a pulsaciones na superficie de la estrella. Murzim (β Canis Majoris) y Becrux (β Crucis) son dos conocíos exemplos dientro d'esti grupu. NW Puppis presenta una pequeña variación nel so rellumu de 0,07 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,125 díes. 
NZ Pegasi
NZ Pegasi (NZ Peg / HD 206043 / HR 8276) ye una estrella na constelación de Pegasu que s'alcuentra 1º al norte de 5 Pegasi.
De magnitú aparente +5,78, alcuéntrase a 127 años lluz de distancia del Sistema Solar.
NZ Pegasi ye una estrella de la secuencia principal de tipu F2V. 
Tien una temperatura efectivo de 7092 K y relluma con una lluminosidá 5,8 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 60% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada de 134,1 km/s.
NZ Pegasi ye una variable Gamma Doradus, clase de variables que'l so prototipu ye la estrella γ Doradus.
Nestes estrelles les variaciones fotométriques y espectroscópicas provienen de pulsaciones non radiales.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell asítiense sobre —o llixeramente percima— de la secuencia principal.
Típicamente tienen periodu fotométricos múltiples ente 0,3 y 3 díes, y esiben curva de lluz curvu de lluz sinusoidales con pequeñes amplitúes.
L'amplitú de dicha variación ye de 0,03 magnitúes.
O Velorum
O Velorum (O Vel / HD 85561) ye una estrella na constelación de Vela, una de les partes na que foi estremada la constelación de Argo Navis.
Tien magnitú aparente +5,55 y la «O» alude a la so denominación de Bayer.
Alcuéntrase a 343 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru na midida del 2,3%.
O Velorum nun tien de ser confundida con ο Velorum (HD 74195), dacuando conocida como Xestus.
O Velorum ta clasificada como una subxigante blanca de tipu espectral A0IV, anque un estudiu recién señala qu'inda nun abandonó la secuencia principal y qu'entá lu resta por percorrer un 31% de dicha etapa.
Atendiendo a la so clasificación como subxigante, sería una estrella asemeyada a Alhena (γ Geminorum), pero'l so lluminosidá —77 vegaes superior a la del Sol— oldéase más a la d'una estrella A0 de la secuencia principal como Phecda (γ Ursae Majoris), Sadachbia (γ Aquarii) o ε Herculis.
O Velorum tien una temperatura efectivo de 10.023 K —10.350 según otra fonte— y una masa de 2,70 ± 0,03 mases solares.
Envalórase que el so radiu ye 2,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 40 km/s.
Oxetu de Sakurai
El Oxetu de Sakurai ("Sakurai's object" en inglés) ye la estrella central d'una tenue nebulosa planetaria asitiada na constelación de Saxitariu.
Recibe tamién la designación de V4334 Sagittarii (V4334 Sgr).
De magnitú aparente +11,4 na actualidá, afayóse como estrella variable el 20 de febreru de 1996 pol astrónomu aficionáu Yukio Sakurai mientres buscaba cometes.
La distancia a la que s'atopa respectu al Sistema Solar ye incierta, pero envalórase que pue ser de 11.500 años lluz —3500 parsecs—.
L'Oxetu de Sakurai ye una estrella que se topa nes fases finales de la so evolución estelar. De comportamientu similar a una nova, piénsase qu'enantes yera una estrella de la caña asintótica xigante qu'esperimentó un «flax d'heliu final» enantes de convertise nuna nana blanca. La nebulosa planetaria qu'arrodia a la estrella, bien tenue y estendida, indica que la postrera gran eyección de masa tuvo llugar fai dellos miles d'años.
En términos astronómicos, el flax final ye una etapa de bien curtia duración —unes poques decenes d'años— polo que ye bien difícil reparar esti tipu d'eventos. L'únicu socesu comparable ye l'acaecíu en V605 Aquilae en 1917.
La temperatura actual de la estrella ye 12.000 K y paez tar aumentando la so temperatura a un ritmu de 1000 K per añu. 
La estrella alcuéntrase arrodiada por un compactu discu de polvu con un enclín de 75º. Con un radiu esterior de 500 ~ UA, la so masa envalórase en 6 × 10 mases solares. El discu ta compuestu fundamentalmente por granos de carbonu amorfos.
Propúnxose que l'Oxetu de Sakurai forma un sistema binariu con un cuerpu de baxa masa que sobreviviría a la evolución del sistema; l'acompañante podría ser una estrella fría de tipu espectral M7. Ello esplicaría la forma asimétrica reparada na nebulosa planetaria.
Oxetu estelar nuevu
Oxetu estelar mozu ye una estrella nos sos primeros estadios d'evolución. Na lliteratura científica escrita n'inglés apaez col acrónimo YSO "(‘young stellar object’)" .
Esta clase constituyir dos grupos d'oxetos: 
protoestrelles y estrelles de pre-secuencia principal. Delles vegaes se les diferencia por rangu de masa: oxetos estelares mozos masivos (n'inglés: massive YSO o MYSO), de masa entemedio (n'inglés: intermediate-mass YSO), de masa pequeñu (n'inglés: low-mass YSO) y nanes marrones o cafés (n'inglés: brown dwarf).
Los oxetos estelares nuevos son usualmente clasificaos usando un criteriu basáu na rimada de la so distribución espectral d'enerxía, introducida por Lada C.J. and Wilking B.A. en 1984. 
Ellos propunxeron tres clases (I, II ya III), basándose nos intervalos de valores del índiz espectral formula_1:
formula_2.
Equí formula_3 ye la frecuencia, formula_4 ye la densidá de fluxu.
L'índiz formula_1 ye calculáu nel intervalu de llargor d'onda 2.2–20 formula_6 (rexón del infrarroxu cercanu y mediu).
Darréu, en 1994, Greene et al. amestaron una cuarta clase de fontes con "espectru planu". En 1993, Andre et al. discubrieron los oxetos de "Clase 0", oxetos con emisión intensa nel rangu submilimétrico, pero débiles nos formula_7.
Esti esquema de clasificación reflexa groseramente una secuencia evolutiva. Los astrónomos creen que munches de les fontes immersas nel polvu de "Clase 0" evolucionen escontra l'estáu de "Clase I" estenando'l so envoltura circunestelar. Eventualmente, ellos apuerten a ópticamente detectables na llinia de nacencia estelar como estrelles de pre-secuencia principal.
Los oxetos estelares nuevos tán rellacionaos a otres fenómenologías acomuñaes a la formación d'estrelles: remexos de gas circumestelares, fluxos de gas bipolar, máseres astrofísicos, oxetos Herbig-Haro, discos protoplanetarios y discos circumestelares
OGLE BW3 V38
OGLE BW3 V38 (embrivíu como BW3 V38) ye una estrella binaria na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +18,3.
Alcuéntrase a una incierta distancia de 400 pársecs (1300 años lluz) del Sistema Solar.
OGLE BW3 V38 ye una binaria cercana que les sos componentes —bien próximes ente sigo— son nanes coloraes de tipu espectral M3V. El so periodu orbital ye de namái 0,19839 díes (4,76 hores) y el semiexe mayor de la órbita ye de 1,355 radios solares (0,006 UA).
L'enclín del planu orbital, 85,5º respectu al planu del cielu, fai que'l sistema constituya una binaria eclipsante.
Magar la proximidá ente los dos componentes, nun aportar# a una binaria de contactu.
La solución de la so curva de lluz suxure que dambes estrelles tán notablemente aburuyaes, siendo los sos parámetros entemedios ente los de YY Geminorum y CM Draconis.
La so órbita ye una de les más pequeñes ente les binaries compuestes por estrelles de la secuencia principal.
Esti sistema foi afayáu nel marcu del proyectu OGLE nel campu de la ventana de Baade BW3.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 3500 K y una masa equivalente al 44% de la masa solar.
El so radiu ye igual al 51% del que tien el Sol y rota bien apriesa, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada 230 km/s.
La so lluminosidá apenes supón el 3,4% de la lluminosidá solar, magar ye un 70% más lluminosa qu'el so acompañante.
Esta postrera tien una temperatura de 3448 K y una masa de 0,41 mases solares.
La edá de OGLE BW3 V38 ye desconocida, pero'l so localización nel planu galácticu y la baxa velocidá del baricentru del sistema suxuren que pertenez a la población de discu Entemedia.
La perda de momentu angular por «rotura magnético» provocó que la separación menguara dende entós.
Los datos fotométricos y la presencia d'una gran llurdiu escuru na estrella primaria suxuren la presencia de fuertes campos magnéticos.
En binaries sincronizaes los efectos de la perda pel momento angular traducir nel encoyimientu de la órbita, amenorgamientu del periodu orbital y aumentu de la velocidá de rotación de les componentes.
OGLE-2005-BLG-169L
OGLE-2005-BLG-169L ye una estrella que s'atopa aprosimao a 2,700 pársecs na constelación de Saxitariu. El so tipu espectral entá nun ta definíu. Si ésta ye una estrella de la secuencia principal, entós lo más probable ye que se trate d'una nana colorada con aprosimao la metá de la masa del Sol. Otres posibilidaes son que sía una nana blanca, (o menos probablemente) una estrella de neutrones o un furacu prietu.
En 2006, un planeta estrasolar foi afayáu alredor d'esta estrella.
OGLE-2005-BLG-169Lb ye un planeta estrasolar, que foi afayáu pol proyectu OGLE, al traviés del métodu de microlente gravitacional. Basáu na masa más probable pa la estrella anfitriona, de 0.49 mases solares, el planeta tendría una masa de 13 vegaes la de Tierra. La so temperatura y masa envaloraes tán cerca de les d'Uranu. Especúlase qu'esti planeta puede ser un xigante de xelu como Uranu, o "una supertierra" con una superficie sólida predresa xelada.
OGLE-TR-10
OGLE-TR-10 ye una estrella distante del Sol unos 5000 Años lluz, que s'atopa na constelación de Saxitariu. Tien una magnitú aparente 14,93. Ta alcontrada, como se ve dende la Tierra, cercana al centru de la galaxa. La estrella foi clasificada como una nana mariella, o como una nana naranxa, similar al Sol. Cuidao que la estrella ye tan débil, y ta alcontrada nes rexones superpoblaes de Saxitariu, nun presentaba nenguna característica especial, y nun fuera catalogada enantes.
En 2002, mientres una busca de materia escuro del equipu OGLE foi detectada un amenorgamientu periódicu nel so rellumu, qu'indicaba la posible presencia d'un Planeta realizando tránsitos astronómicos. Depués, en 2004, pudo ser comprobada, na esistencia del planeta estrasolar OGLE-TR-10 b, per mediu de midíes de la velocidá radial de la estrella.
OGLE-TR-132
OGLE-TR-132 ye una estrella distante del Sol unos 4900 Años lluz, que s'atopa na constelación de Carina. Tien una débil magnitú aparente de 15,72. La estrella foi clasificada como una estrella nana blancu-mariella de la secuencia principal, del tipu espectral F, con una alta metalicidá, siendo un pocu más caliente y lluminosa que'l Sol. Cuidao que la estrella ye tan débil, alloñada, y ta alcontrada nes rexones superpoblaes del espaciu, nun presentaba nenguna característica especial, y nun fuera catalogada enantes.
En 2002, mientres una busca de materia escuro del "Esperimentu de lente óptica gravitacional" (OGLE) foi detectada un amenorgamientu periódicu nel so rellumu, qu'indicaba la posible presencia d'un Planeta realizando tránsitos astronómicos, anque esto nun podía ser confirmáu preliminarmente, pos el fenómenu tamién puede ser producíu pola presencia d'un sistema estelar binariu, con una estrella nana marrón o colorada. Depués, en 2004, pudo ser comprobada la esistencia del planeta estrasolar del tipu Xúpiter caliente, OGLE-TR-132b, per mediu de midíes de la velocidá radial de la estrella.
OGLE-TR-56
OGLE-TR-56 ye una estrella allugada na Constelación de Saxitariu, similar al Sol, que s'atopa a unos 4900 años lluz de distancia. Afayóse, metanes una busca del proyectu OGLE, un planeta estrasolar orbitándola, b, que nel añu 2003 foi confirmáu per mediu de la espectroscopia de Efectu Doppler.
Omega Andromedae
Omega Andromedae (ω And / 48 Andromedae / HD 8799) ye una estrella de magnitú aparente +4,83 asitiada na constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase a 92 años lluz del Sistema Solar.
Omega Andromedae ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F5IVe.
Con una temperatura efectivo de 6581 K, ye 7,6 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
A partir del so diámetru angular, 0,70 milisegundos d'arcu, puede envalorase el so verdaderu diámetru, siendo ésti 2,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 57,1 km/s.
Tocantes a el so conteníu metálico, amuesa una metalicidá inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,16).
Omega Andromedae forma un sistema binariu con una estrella 3,65 magnitúes más tenue. L'actual separación visual ente dambes componentes ye de 0,669 segundos d'arcu.
Omega Aquarii
Omega Aquarii (ω Aqr) ye una denominación de Bayer compartida por dos estrelles distintes na constelación del Acuariu:
Omega Aquilae
Omega Aquilae (ω Aql) puede referise a dos estrelles distintes na constelación del Águila:
Omega Aurigae
Omega Aurigae (ω Aurigae / 4 Aurigae / HD 31647) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,99.
Alcuéntrase a 159 años lluz del Sistema Solar.
Omega Aurigae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
Tien una temperatura efectivo de 9750 K y, a partir de la midida del so diámetru angular —0,346 milisegundos d'arcu—, puede conocese el so radiu, que ye aprosimao un 82% más grande qu'el radiu solar.
Como otres estrelles asemeyaes, xira sobre sigo mesma rápido, con una velocidá de rotación de siquier 107 km/s, unes 50 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una estrella brillosa en rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 1656,2×10 W.
Tocantes a la so composición elemental, tien una metalicidá comparable a la solar, con una bayura relativa de fierro igual a la del Sol ([Fe/H] = 0,00).
Amuesa, sicasí, cierta falta n'elementos como calciu, bariu y sodiu.
Coles mesmes, Omega Aurigae forma un sistema binariu con una estrella de magnitú +8,1 y tipu espectral F9. Dambes tán dixebraes nel cielu 4,5 segundos d'arcu, lo qu'equival a una separación real de siquier 220 UA.
Omega Canis Majoris
Omega Canis Majoris (ω CMa / 28 Canis Majoris / HD 56139) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,02.
Alcuéntrase a 910 años lluz del Sistema Solar.
Omega Canis Majoris ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2IV-Ve con carauterístiques entemedies ente una subxigante y una estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura d'aprosimao 21.750 K y ye 11.800 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye 7,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de siquier 112 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 3,4 díes.
Ye una estrella Be similar, por casu, a Gomeisa (β Canis Minoris) o a κ Canis Majoris; estes estrelles emiten radiación dende un discu circumestelar d'orixe inciertu, pero rellacionáu sía que non cola rápida rotación estelar.
Coles mesmes, como asocede con munches estrelles d'esta clase, ta catalogada como variable Gamma Cassiopeiae, que'l so prototipu ye la mesma γ Cassiopeiae. Les variaciones de rellumu son errátiques y nel casu d'Omega Canis Majoris, son visibles a simple vista.
Omega Canis Majoris tien una edá llixeramente inferior a 20 millones d'años.
La so masa, 10,5 vegaes mayor que la masa solar, ye abondo alzada por que concluya la so vida esplotando como una supernova.
Omega Capricorni
Omega Capricorni (ω Cap / 18 Capricorni / HD 198542) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,12, la séptima más brillosa de la mesma a pesar de la so denominación de Bayer «"Omega"». Tien el nome tradicional, pero pocu utilizáu, de Baten Algiedi, d'orixe árabe y que significa «banduyu» —de la cabra de mar—.
Omega Capricorni alcuéntrase a una distancia averada de 630 años lluz, y ye una estrella xigante de tipu espectral inciertu ente K5 y M0 que la so temperatura efectivo averada ye de 3960 K. La midida del so diámetru angular —0,005 segundos d'arcu— dexa calcular el so tamañu; el so radiu ye 104 vegaes más grande qu'el del Sol o, lo que ye lo mesmo, 0,5 UA, la metá de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,7 km/s.
Con una masa envalorada ente 5 y 6 mases solares, probablemente alcuéntrase nuna fase estable de la so evolución, tresformando heliu en carbonu nel so interior. Anque clasificada como estrella de bariu «leve», la so pertenencia a esti grupu ye discutible.
A lo último, hai de solliñar qu'Omega Capricorni ta clasificada como una posible estrella variable.
Omega Cassiopeiae
Omega Cassiopeiae (ω Cas / 46 Cas) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,97.
Alcuéntrase a 699 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Omega Cassiopeiae ta catalogada como una xigante azul de tipu espectral B5III, tamién clasificada como B7III.
Tien una temperatura efectivo de 12.860 K y una lluminosidá 817 vegaes mayor que la lluminosidá del Sol.
Con un radiu 5,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 35 km/s.
Ello trai qu'el so periodu de rotación nun supera los 5,3 díes.
La so masa cifrar ente les 4,5 y les 4,7 mases solares y, según dellos autores, más qu'una verdadera xigante probablemente ye una subxigante d'unos 100 millones d'años d'edá.
Omega Casssiopeiae ye una estrella aprobetada en heliu —o estrella Bw, como α Sculptoris— pero arriquecida en estronciu.
La so atmósfera estelar, en relativu reposu, favorez que dellos elementos xuban a la superficie por radiación y otros fúndanse nel interior pola gravedá.
Omega Casssiopeiae ye una estrella binaria que la so acompañante pudo ser detectada per aciu espectroscopía.
El so periodu orbital ye de 69,92 díes.
Asumiendo que felicidá acompañante ye una estrella de baxa masa, la so separación media al respective de la estrella azul ye de 0,55 UA, siendo la órbita relativamente escéntrica.
Omega Cygni
Omega Cygni (ω Cyg) puede referise a dos estrelles distintes na constelación del Cisne:
Omega Fornacis
Omega Fornacis (ω For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
De magnitú aparente +4,96, ye la cuarta estrella más brillosa na constelación dempués de Fornacis (α Fornacis), β Fornacis y ν Fornacis.
Ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes visualmente 10,8 segundos d'arcu.
La primaria del sistema ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9.5V. 
Tien una temperatura efectivo de 10.256 K —10.730 K, utilizando un métodu de midida distintu— y la so lluminosidá ye 268 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 2,81 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 85 km/s.
Con una masa 3,42 vegaes mayor que la del Sol, piénsase que ta rematando la so etapa como estrella de la secuencia principal.
La componente secundaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A3V, asemeyáu, por casu, a Denébola (β Leonis).
El so radiu ye 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 180 km/s.
La separación cola estrella primaria ye de siquier 1520 UA.
Omega Fornacis alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 484 años lluz del Sistema Solar.
Omega Hydrae
Omega Hydrae (ω Hya / 18 Hydrae / HD 77996 / HR 3613) ye una estrella que s'alcuentra al norte de la constelación d'Hidra.
Tien magnitú aparente +5,00 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, a 895 años lluz del Sistema Solar.
Omega Hydrae ye una superxigante naranxa de tipu espectral K2I con una temperatura efectivo de 4250 K.
Bien lluminosa, radia 1074 vegaes más enerxía qu'el Sol, siendo brillosu na rexón infrarroxa del espectru.
La midida del so diámetru angular en banda K, una vegada correxida debíu al escurecimientu de llimbu, ye de 1,85 ± 0,02 milisegundos d'arcu. Ello dexa envalorar el so tamañu real, siendo ésti 55 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación ye igual o superior a 2,3 km/s, polo que ye considerada una superxigante de rotación lenta.
D'alcuerdu a los distintos modelos d'estructura y evolución estelar, la masa d'Omega Hydrae taría entendida ente 3,8 y 5,0 mases solares.
Tien una metalicidá igual a la solar ([Fe/H] = 0,0) y amuesa una bayura relativa de litiu elevada (A(Li) = 1,5).
Omega Orionis
Omega Orionis (ω Ori / 47 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,57 asitiada aprosimao a 1380 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Omega Orionis ye una xigante azul de tipu espectral B3IIIe con una temperatura efectivo de 19.100 K.
Incluyendo una gran cantidá radiación ultravioleta emitida, Omega Orionis relluma con una lluminosidá 15.275 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 11,4 vegaes más grande qu'el radiu solar, la so velocidá de rotación proyeutada —181 km/s— implica un periodu de rotación inferior a 3,15 díes.
Sicasí, la so velocidá de rotación real puede algamar los 450 km/s, envalorándose qu'el so eje tópase inclináu 24º al respective de la llinia de visión.
Tien una masa 10,5 vegaes superior a la del Sol, xusto percima de la llende a partir del cual les estrelles españen como supernoves. La so edá envalórase en 19 millones d'años y namái apocayá empezó la so etapa como xigante.
Ente les estrelles d'esta clase, foi la primera onde se midió'l campu magnéticu, resultando ser 1000 vegaes mayor qu'el de la Tierra.
Omega Orionis ye, como munches estrelles Be, una estrella variable que'l so rellumu varia 0,19 magnitúes.
Coles mesmes, reparáronse pequeñes variaciones debíes a pulsaciones non radiales, con periodos de 0,97 y 2,19 díes.
Omega Piscium
Omega Piscium (ω Psc / 28 Piscium / HD 224617) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Piscis a pesar d'ostentar la denominación de Bayer «"Omega"», vigésimocuarta y última lletra del alfabetu griegu. De magnitú aparente +4,03, alcuéntrase a 106 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Omega Piscium ta clasificada como una estrella subxigante blancu-mariella brillosa de tipu espectral F4IV que la so temperatura superficial ye d'aprosimao 6600 K. Puede ser o non una estrella binaria que les sos componentes tán próximes ente sigo. Variaciones na so espectru llevaron a pensar primeramente que se trataba d'una binaria espectroscópica con un periodu de 2,16 díes. Sicasí, darréu aducióse que les variaciones provienen de la variabilidá intrínseca de la estrella.
Si Omega Piscium nun tien compañera estelar, la so lluminosidá equival a 20 vegaes la del Sol, con una masa un 80% mayor que la masa solar.
Otra manera, si fora un sistema binariu, los sos tipos espectrales podríen ser F2 y F6, con mases en redol a 1,6 mases solares.
La midida de la so velocidá de rotación proyeutada da un valor de 40 km/s y la so edá envalórase en 1200 millones d'años.
Omega Sagittarii
Omega Sagittarii (ω Sgr / 58 Sagittarii / HD 188376 / HR 7597) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +4,70. Alcuéntrase nel estremu noroeste del Terebellum, asterismo formáu por un cuadriláteru d'estrelles. Asitiada a 78 años lluz de distancia del Sistema Solar, ye la más cercana ente los cuatro estrelles d'esti asterismo.
Omega Sagittarii ye una estrella de tipu espectral G5 y 5452 K de temperatura efectivo catalogada como nana o subxigante. Los sos valores de lluminosidá —7,4 vegaes superior a la del Sol— y diámetru —2,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar— son escesivos pa una estrella de carauterístiques asemeyaes al Sol, polo que la so clasificación como G5IV d'alcuerdu a la base de datos SIMBAD paez la más fayadiza. Tampoco hai alcuerdu tocantes a la so edá, que según la fonte consultada pue ser de 4470 o 7400 millones d'años.
La so masa envalorada ye un 40% mayor que la masa solar y la so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye namái un 7% inferior a la del Sol.
Estudios fechos col Telescopiu espacial Spitzer nun detectaron n'Omega Sagittarii un escesu na emisión de radiación infrarroxo a 24 y 70 μm, de normal acomuñada a la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Omega Virginis
Omega Virginis (ω Vir / 1 Virginis / HD 101153) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +5,24. Alcuéntrase a 496 años lluz del Sistema Solar.
Omega Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M4III que, con una temperatura efectivo de 3500 K, alcuéntrase ente les estrelles más fríes del firmamentu.
Rica en metales —el so conteníu relativo de fierro respectu al de hidróxenu ye un 32% mayor qu'el del Sol—, ye una variable semirregular, con dos periodos de 30 y 275 díes.
Rota tan amodo que la so velocidá de rotación nunca foi midida.
La so lluminosidá, correxida pola radiación infrarroxo qu'emite, ye ente 1100 y 1500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Esta incertidume afecta al so posible tamañu; sicasí, la midida directa del so diámetru angular da como resultáu un radiu 106 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una masa entendida ente 1,5 y 2 mases solares.
Omega Virginis ye una estrella evolucionada que puede topase en distintes etapes de la so evolución estelar.
Puede tar cerca del puntu de ignición del heliu, puede empezar la fusión nuclear d'esti elementu en carbonu, o puede tar aumentando en rellumu —per segunda vegada— con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu. La so variabilidá suxure la última etapa.
Sía que non, nun futuru va evolucionar primero nuna variable Mira, pa darréu formar una nebulosa planetaria.
N'última instancia va rematar la so vida como una nana blanca.
Omega1 Aquarii
Omega1 Aquarii (ω Aquarii / 102 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,99.
Comparte la denominación de Bayer «Omega» con Omega2 Aquarii, pero nun hai rellación física ente dambes estrelles.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Omega1 Aquarii alcuéntrase a 142 años lluz del Sistema Solar.
Omega1 Aquarii ye una subxigante blanca de tipu espectral A7IV, enantes catalogada como F0IV.
Tien una temperatura efectivo de 7516 K, siendo la so lluminosidá 18 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Como otres estrelles análogues, xira sobre sigo mesma a gran velocidá, anque distintos estudios dan un valor ente 86 y 105 km/s pal so velocidá de rotación proyeutada.
La so masa ye de 1,88 mases solares y, con una edá envalorada por isocrones de 600 millones d'años, ta abandonando la secuencia principal.
Omega1 Aquarii evidencia una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = -0,07).
Otros elementos evaluaos como oxíxenu, siliciu, calciu y bariu amuesen niveles cercanos a les solares, ente que la bayura relativa de sodiu ye inferior a la metá de la del Sol ([Na/H] = -0,37).
Omega1 Cygni
Omega1 Cygni (ω Cyg / 45 Cygni / HD 195556 / HR 7844) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,94.
Comparte la denominación de Bayer «"Omega"» con Omega2 Cygni, conocida col nome de Ruchba.
Omega1 Cygni ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV con una temperatura averada de 18.500 K.
Tien una lluminosidá equivalente a 4800 soles y un radiu 6,8 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sí acorica con una velocidá de rotación de siquier 165 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a dos díes.
Ye una estrella masiva, con una masa ente 7,5 y 8 mases solares, anque se topa xusto per debaxo de la llende percima del cual les estrelles españen como supernoves; por tanto, cabo esperar qu'acabe la so vida como una nana blanca masiva.
Anque ta catalogada como una estrella variable —del tipu Beta Cephei—, anguaño piénsase qu'en realidá nun ye variable.
La primera (Omega1 Cygni B), separada visualmente 17 segundos d'arcu, tien magnitú +12,9; pol so rellumu, ten de ser una estrella asemeyada al Sol distante siquier 4800 UA del so brillante acompañante.
D'alcuerdu a les lleis de Kepler, el so periodu orbital ye de más de 8000 años.
La segunda compañera (Omega1 Cygni C), visualmente a 56 segundos d'arcu —lo que correspuende a una distancia real de más 15.500 UA—, tien magnitú +9,4.
Posiblemente sía una estrella de tipu A mediu qu'emplega más de mediu millón d'años en completar una órbita en redol al par interior.
El sistema alcuéntrase a 910 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Omega2 Aquarii
Omega2 Aquarii (ω Aquarii / 105 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,48.
Alcuéntrase a una distancia de 149 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida del 1,2%.
Omega2 Aquarii ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V, tamién catalogada como B9.5V.
Tien una temperatura efectivo de 10.011 K, siendo la so lluminosidá 40 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol y, como otres estrelles análogues, xira sobre sigo mesma a gran velocidá.
Distintos estudios dan un valor entendíu ente 148 y 160 km/s pal so velocidá de rotación proyeutada, lo que trai qu'el so periodu de rotación sía de namái mediu día.
Omega1 Aquarii presenta una metalicidá inferior a la del Sol nun 25% ([Fe/H] = -0,13).
Tolos metales evaluaos amuesen niveles más baxos que les solares, siendo'l calciu —ente los elementos evaluaos— el más deficitariu ([Ca/H] = -0,40).
Tien una masa de 2,46 mases solares y apenes percorrió'l 18% de la so trayectoria como estrella de la secuencia principal.
Ente les estrelles que tán a menos de 50 pársecs del Sistema Solar, ye una de les cien más brillosos na rexón de rayos X; la so lluminosidá nesa rexón del espectru ye de 11,96 × 10 W.
Suxurióse qu'Omega2 Aquarii podría ser una binaria espectroscópica.
Per otra parte, paez tar físicamente amestada a una estrella de magnitú +10,6 separada visualmente d'ella 5,7 segundos d'arcu.
Esta compañera estelar pue ser una nana naranxa de tipu KVe.
Omega2 Aquilae
Omega2 Aquilae (ω Aql / 29 Aquilae) ye una estrella na constelación d'Aquila.
De magnitú aparente +6,02, comparte de la denominación de Bayer «Omega» con Omega1 Aquilae, magar nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Omega2 Aquilae alcuéntrase a 266 años lluz del Sistema Solar.
Omega2 Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
Asemeyáu a Denébola (β Leonis) o a Heze (ζ Virginis) —anque más alloñaes qu'elles—, tien una temperatura efectivo de 8472 K.
Relluma con una lluminosidá 25 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so un radiu ye'l doble de grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación proyeutada —llinde inferior de la mesma— de 154 km/s; otru estudiu, que per aciu l'usu de tresformaes de fourier tien en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ufierta una cifra mayor de 181 km/s.
Omega2 Aquilae tien una masa de 2,1 mases solares y vivió el 60% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Omega2 Tauri
Omega2 Tauri, tamién conocida a cencielles como Omega Tauri (ω Tau / ω Tau / 50 Tauri), ye una estrella na constelación de Tauru.
De magnitú aparente +4,93, alcontrar a menos d'un grau al sur de la eclíptica.
La so distancia al Sistema Solar ye de 94 años lluz.
Omega2 Tauri ye una estrella blanca de tipu espectral A3m.
Tien una temperatura efectivo ente 7552 y 8709 K y ye 8 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu un 51% más grande qu'el radiu solar y rota con una velocidá de siquier 62 km/s.
La so masa ta entendida ente 1,9 y 2,3 mases solares.
Nun esiste consensu tocantes a la so edá; ente que un estudiu otorgar una edá de namái 13 millones d'años, otru alza esta cifra hasta los 193 millones d'años, casi 15 vegaes más.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, l'escesu d'emisión infrarroxa reparáu tantu a 24 μm como a 70 μm indica la esistencia d'un discu de polvu circumestelar.
Omega2 Tauri presenta una bayura relativa de fierro doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,32), sobreabundancia tamién reparada nel casu del bariu, que'l so conteníu ye seis veces cimeru.
Nel estremu opuestu destaca'l conteníu de calciu, namái una tercer parte de la solar.
Coles mesmes, como lo pon de manifiestu'l so tipu espectral, Omega2 Tauri ye una estrella con llinies metáliques al igual que Siriu (α Canis Majoris).
Ómicron Aquarii
Ómicron Aquarii (ο Aqr) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,70.
Anque nun tien nome propiu habitual, xuntu a Sadalmelik (α Aquarii), recibía'l títulu de Al Saʽd al Mulk, «la suerte del reinu».
Coles mesmes, en China yera conocida como Kae Uh, «el teyáu».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 436 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Aquarii ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7IVe con una temperatura efectivo de 12.942 K.
La so lluminosidá ye 380 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien un radiu cuatro veces más grande qu'el del Sol.
La so masa ye de 3,8 mases solares y ta abandonando la secuencia principal, percorriendo'l 93% del so trayectu dientro de la mesma, d'ende'l so estatus de subxigante.
Evidencia una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,16 ± 0,15) y tien un débil campu magnéticu ( = 85 G).
Ómicron Aquarii ye una estrella Be —al igual que Phact (α Columbae) o κ Canis Majoris, tamién estrelles Be clásiques— con un discu ecuatorial caliente, consecuencia de la so alta velocidá de rotación.
La rápida rotación tamién provoca que la forma de la estrella nun sía esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau de «achatamiento» envalórase en 0,35.
Ye una estrella llixeramente variable con una variación de rellumu de 0,23 magnitúes.
Ómicron Cancri
Ómicron Cancri (ο Cnc) puede referise a dos estrelles na constelación del Cáncer visualmente separaes 0,27º:
Dambes atópense a una distancia similar (~ 150 años lluz) y comparten movimientu propiu.
Ómicron Canis Majoris
Ómicron Canis Majoris, tamién escritu na forma (ο CMa), ye'l nome de dos estrelles distintes na constelación de Can Mayor:
Ómicron Columbae
Ómicron Columbae (ο Col / HD 34642 / HR 1743) ye una estrella na constelación del Columba —la palombu— de magnitú aparente +4,83.
Ómicron Columbae ye una subxigante de tipu espectral K1IV.
Tien una temperatura efectivo de 4775 K —anque otres fontes señalen una temperatura cimero de 4870 K— y una metalicidá bien asemeyada a la del Sol ([Fe/H] = -0,04). Tocantes a el so tamañu, el so diámetru calculáu a partir del so metalicidá, temperatura efectivo y magnitú absoluta— ye 5,3 vegaes más grande qu'el del Sol; la midida directa del so diámetru angular, 1,48 milisegundos d'arcu, conduz a un tamañu llixeramente cimeru de 5,9 diámetros solares.
La so velocidá de rotación ye igual o superior a 1,2 km/s.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de ν Canis Majoris pero, asitiada a 110 años lluz del Sistema Solar, Ómicron Columbae alcuéntrase casi al doble de distancia qu'ella.
Ómicron Columbae tien una masa averada de 1,4 mases solares y la so edá envalórase en 3400 ± 1090 millones d'años, siendo, poro, unos 1000 millones d'años más nuevu que'l Sol.
De resultes de la so mayor masa, tópase más avanzada nel so camín evolutivu.
Ómicron Coronae Borealis
Ómicron Coronae Borealis (ο CrB / 1 Coronae Borealis) ye una estrella na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +5,52.
Ómicron Coronae Borealis alcuéntrase a 270 años lluz del Sistema Solar.
Respectu al Sol mover a una velocidá de 73 km/s, unos trés vegaes más apriesa que'l valor mediu de les estrelles la redolada solar. La so órbita alredor del centru galácticu ye notablemente escéntrica (y = 0,41).
La cinemática de Ómicron Coronae Borealis correspuende a la d'un miembru de la «corriente de Hércules», grupu d'estrelles nes cercaníes del Sistema Solar que la so velocidá de rotación en redol al centru galácticu difier significativamente de la que tienen la gran mayoría de les estrelles de la Vía Lláctea.
Ómicron Coronae Borealis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo ente 4749 y 4821 K.
Ye 51 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu, envaloráu a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,15 milisegundos d'arcu— ye 10 vegaes más grande qu'el radiu solar, cifra que concasa cola envalorada a partir de modelos teóricos.
Tien una masa envalorada de 2,1 mases solares y una edá de 5630 millones d'años.
Ómicron Coronae Borealis presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,25).
Anque toos elementos evaluaos presenten niveles más baxos que les solares, la mayor diferencia reparar nel casu del ceriu y del praseodimiu.
Alredor de Ómicron Coronae Borealis orbita un planeta estrasolar, afayáu en 2012, denomináu Ómicron Coronae Borealis b.
Con una masa mínimo 1,5 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, mover a una distancia de 0,83 UA de la estrella.
El so periodu orbital ye de 187 díes.
Ómicron Cygni
Ómicron Cygni (ο Cyg) puede referise a dos estrelles distintes na constelación del Cisne:
Ómicron Geminorum
Ómicron Geminorum (ο Gem / 71 Geminorum) ye una estrella de magnitú aparente +4,90 asitiada na constelación de Xéminis, los ximielgos.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 166 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Geminorum ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F3III.
Con una temperatura efectivo de 6575 K, ye 30 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
A partir de la midida indirecta del so diámetru angular, 0,68 ± 0,03 milisegundos d'arcu, puede envalorase el so diámetru, siendo ésti 3,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar; felicidá cifra ye pequeña en comparanza al tamañu de les xigantes naranxes, estrelles bien habituales nel cielu nocherniegu.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 91 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación ye, a lo más, de dos díes.
Ómicron Geminorum ye más masiva qu'el nuesu Sol —envalórase que la so masa ye casi'l doble que la masa solar— y tien una edá entendida ente 1000 y 1500 millones d'años.
Tocantes a el so conteníu metálico, amuesa una metalicidá daqué percima de la del Sol ([Fe/H] = +0,12).
Ómicron Gruis
Ómicron Gruis (ο Gru) ye una estrella na constelación de la Grulla de magnitú aparente +5,54.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 100 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Gruis una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V con una temperatura efectivo de 6784 ± 61 K.
Les sos carauterístiques físiques son casi idéntiques a les de φ Gruis —nesta mesma constelación— o a les de λ Arae.
El so radiu ye un 63% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 20,4 km/s.
Tocantes a la so velocidá de rotación, les estrelles de la secuencia principal estremar de forma bastante definida a una temperatura superficial d'aprosimao 6500 K; aquelles que la so temperatura ta debaxo d'esti valor xiren amodo, les que lo superen facer muncho más apriesa. El motivu d'ello ye que les estrelles más fríes como'l Sol, onde los gases muévense turbulentamente de riba abaxo, xeneren campos magnéticos que son abasnaos por vientos. Estos campos magnéticos, actuando mientres miles de millones d'años, ralenticen la rotación de les estrelles más fríes.
Ómicron Gruis, llixeramente percima de la llende de temperatura que dixebra dambos grupos, rota a diez veces más apriesa que'l Sol, magar esti valor puede ser sensiblemente mayor en función del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
Ómicron Gruis tien un conteníu metálico en redol al 70% del que tien el Sol ([Fe/H] = -0,15).
Un 44% más masiva que'l Sol, la so edá envalórase en 1100 millones d'años. Al igual que la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
Ómicron Gruis paez constituyir un sistema estelar triple.
De primeres, ye una binaria espectroscópica detectada como tal en 2009.
De segundes, una tercer estrella —que nun ye la responsable de la variación de la velocidá radial de la primaria— foi resuelta a 0,4 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia real de 14,9 UA cola primaria.
La so diferencia de rellumu de 4,7 magnitúes en banda K, implica que ye una nana colorada de tipu M3-4 col 30% de la masa solar.
Ómicron Librae
Ómicron Librae (ο Lib / 29 Librae / HD 136407) ye una estrella de magnitú aparente +6,15.
Ta asitiada na constelación de Llibra a 178 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ómicron Librae ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F2V —anque tamién foi catalogada como xigante de tipu F0III— que la so temperatura efectivo ye de 6745 K.
Relluma con una lluminosidá 8,8 vegaes mayor que la del Sol y les sos carauterístiques son paecíes a les de μ Capricorni, Rijl al Awwa (μ Virginis) o η Corvi.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 91,5 km/s y la so masa envalorada ye un 58% mayor que la masa solar.
Ómicron Librae amuesa un conteníu metálico que, en llinies xenerales, ye asemeyada al del Sol ([Fe/H] = -0,08).
Coles mesmes, evidencia una bayura relativa de litiu (A(Li) = 3,1) claramente cimeru a la solar, pero que s'asitia xusto na media de la bayura cósmica d'esti metal.
Ello acota'l fechu de que les estrelles de rápida rotación —cimera a 30 km/s— presenten un eleváu conteníu de litiu.
Ómicron Pegasi
Ómicron Pegasi (ο Peg / 43 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu.
Tien magnitú aparente +4,80 y ta asitiada a 299 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Pegasi ye una subxigante blanca de tipu espectral A1IV.
Tien una temperatura efectivo ente 9453 y 9506 K y ye 106 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Diversos estudios indiquen un valor del so radiu ente 1,8 y 2,5 radios solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 14 km/s, magar ésti ye un valor mínimu.
Tien una masa de 2,8 mases solares y, tocantes a el so estáu evolutivu, ta abandonando la secuencia principal.
Ómicron Pegasi presenta una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H) = 0,42 ± 0,17). Igualmente ta arriquecida n'otros elementos como calciu y níquel —el nivel d'esti últimu metal ye trece veces más eleváu que nel Sol— pero amuesa emprobecimientu de escandiu.
La so bayura relativa de litiu A(Li) ye inferior a 2,94.
Foi tamién clasificada como estrella Am y tien un campu magnéticu; el valor del so campu magnéticu efectivu  ye 32,0 G.
Ómicron Puppis
Ómicron Puppis (ο Pup / HD 63462 / HR 3034) ye una estrella na constelación de Puppis de magnitú aparente +4,50.
Alcuéntrase aprosimao a 1400 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Puppis ye una subxigante azul de tipu espectral B1IV:nne.
Como otres estrelles de les sos mesmes carauterístiques, rota bien apriesa, a la enorme velocidá de rotación de 514 km/s.
Piénsase qu'el so exa de rotación ta perpendicular a nós, polo que dicha cifra correspuende a la velocidá real, que nun ta llueñe de la velocidá crítica de 545 km/s, percima del cual la estrella se disgregaría.
Amás, la rápida rotación aburuya la forma de la estrella, nun siendo ésta esférica sinón elipsoidal. Por ello, la temperatura superficial de la estrella resulta malo de definir yá que, debíu al escurecimientu gravitatoriu, la temperatura nos polos ye mayor que nel ecuador. Una vegada consideráu esti aspeutu, la temperatura efectivo de Ómicron Puppis cifrar en 30.685 K.
Ómicron Puppis tien una masa averada de 18,5 mases solares y ye 4080 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Ta catalogada como estrella Be; éstes son estrelles de tipu B que roten bien apriesa y tópense arrodiaes por un discu ecuatorial de gas aniciao pola perda de masa estelar.
Ómicron Sagittarii
Ómicron Sagittarii (ο Sgr / 39 Sagittarii / HD 177241 / HR 7217) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,77.
Nun tien nome propiu habitual anque en China yera conocida, xuntu a Polis (μ Sagittarii) y ξ Sagittarii, como Kien Sing, «l'estil de la bandera».
Alcuéntrase a 142 años lluz del Sistema Solar.
Ómicron Sagittarii ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4906 K.
Tien un diámetru 11 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir del so diámetru angular —2,44 ± 0,12 milisegundos d'arcu—.
Relluma con una lluminosidá 68 vegaes mayor que la del Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Pólux (β Geminorum) o τ Sagittarii, esta postrera tamién na constelación de Saxitariu.
Tien una masa envalorada ente 2,14 y 2,63 mases solares y una edá averada de 513 millones d'años.
Ómicron Sagittarii esibe una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] ≈ -0,01).
Prácticamente la totalidá de los elementos evaluaos —ente ellos aluminiu, calciu, titaniu, níquel o vanadiu— presenten niveles asemeyaos a les solares; namá'l bariu paez llixeramente más abondosu que nel nuesu Sol.
Ómicron Scorpii
Ómicron Scorpii (ο Sco / 19 Scorpii) ye una estrella de magnitú aparente +4,55
asitiada na constelación d'Escorpiu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 269 pársecs —879 años lluz— del Sistema Solar, magar la midida trai un altu grau d'erru que fai que la so distancia tea entendida ente 235 y 315 pársecs.
Foi considerada miembru de la Asociación estelar Scorpius OB2 pero cuidao que dicha asociación alcuéntrase a una distancia averada de 150 pársecs, la so pertenencia a la mesma ye cuestionable.
Ómicron Scorpii ye una xigante lluminosa blanca de tipu espectral A4II/III con una temperatura efectivo de 8370 ± 200 K.
La midida del so diámetru angular, 1,15 milisegundos d'arcu, conxuntamente cola distancia a la que s'atopa, dexa envalorar el so radiu, siendo ésti unes 44 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —componente de la velocidá radial que depende del enclín del eje de la estrella al respective de la llinia de visión— de 23 km/s.
Presenta una metalicidá cimera a la del Sol nun 48% y, como la mayor parte de les superxigantes de tipu A y F, amuesa sobreabundancia de nitróxenu.
Anque ye una estrella masiva con una masa ente 7,9 y 8,7 mases solares, ta per debaxo de la llende percima del cual les estrelles españen como supernoves.
Ómicron Scorpii ta acomuñada a una fonte emisora de rayos X, que la so separación al respective de la posición de la estrella nel espectru visible ye de 5 segundos d'arcu. Sicasí, hasta la fecha, nun hai constancia de nenguna compañera estelar qu'acompañe a Ómicron Scorpii.
Per otra parte, anque midíes iniciales detectaron un campu magnéticu nesta estrella de  = 46 G, posteriores midíes paecen refugar la esistencia de dichu riolo.
Ómicron Serpentis
Ómicron Serpentis (ο Ser / 56 Serpentis) ye una estrella na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Cauda —la cola de la culiebra—.
Ómicron Serpentis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral A2Va con una temperatura efectivo de 8452 K.
La so lluminosidá ye 41 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo por tantu más lluminosa qu'otres estrelles asemeyaes como ι Centauri o Alfecca Meridiana (α Coronae Australis), mas non tantu como Chertan (θ Leonis), estrella que paez tar entrando na fase de subxigante.
Con un diámetru un 80% más grande qu'el diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 112,6 km/s, 56 vegaes más apriesa que'l Sol.
Tien una masa 2,10 vegaes mayor que la masa solar.
Ómicron Serpentis presenta una metalicidá considerablemente menor que la solar ([Fe/H] = -0,35).
De 18 elementos evaluaos, dalgunos, como sodiu, escandiu y itriu, son más abondosos que nel Sol ([Na/H] = +0,45).
Sicasí, la mayor parte siguen la mesma pauta qu'el fierro, destacando'l exiguo conteníu de estronciu, malapenes un 15% del atopáu nel Sol.
Ómicron Tauri
Ómicron Tauri (ο Tau / 1 Tauri / HD 21120) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +3,62. Alcuéntrase a 212 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Ómicron Tauri ye una xigante mariella de tipu espectral G6III con una temperatura efectivo de 5705 K. La so lluminosidá ye 154 vegaes mayor que la del Sol y tien un radiu 16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El so periodu de rotación ye igual o inferior a 135 díes, revelando que rota rápido pa ser una estrella xigante.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye daqué inferior a la solar, equivalente al 83% de la mesma ([Fe/H] = -0,08).
La teoría de la estructura y evolución estelar dexen envalorar la so masa ente 3,2 y 3,4 mases solares, siendo la so edá averada de 380 millones d'años.
Ómicron Tauri ye una estrella binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá ye conocida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. La estrella acompañante, de la que nada se sabe, tien un periodu orbital de 1654 díes —4,53 años—. Asumiendo una masa de 0,5 mases solares pa l'acompañante, la separación media ente los dos componentes sería de 4,3 UA.
Ómicron Velorum
Ómicron Velorum (ο Vel / HD 74195 / HR 3447) ye una estrella de la constelación de Vela. Recibe'l nome tradicional, pocu utilizáu, de Xestus, del griegu Ξηστως ("Xestos"), nome de la deidá de les corrientes marines qu'ayudó a emponer al navío Argo mientres el so viaxe.
Ómicron Velorum ye la estrella más brillosa del cúmulu abiertu IC 2391, llamáu tamién Cúmulu de Ómicron Velorum. Asitiáu a unos 500 años lluz del Sistema Solar, IC 2391 ye un cúmulu nuevu que la so edá envalórase nunos 40 o 50 millones d'años.
Ómicron Velorum ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B3IV con una temperatura de 14.800 K.
La so lluminosidá ye 2550 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu 7,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa siete veces mayor que la masa solar y una edá averada de 40 millones d'años.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 40 km/s.
Catalogada primeramente como una variable Beta Cephei, anguaño considérase que Ómicron Velorum ye una «variable pulsante lenta» (SPB) similar a 53 Persei o 53 Piscium.
Por cuenta de la precesión de la Tierra, esta estrella va marcar el polu sur celeste aprosimao nel añu 9600 de la nuesa era.
Ómicron Virginis
Ómicron Virginis (ο Vir / 9 Virginis / HD 104979) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,13. Alcuéntrase a 171 años lluz del Sistema Solar. Nun tien de ser confundida cola estrella variable o Virginis o 78 Virginis.
Ómicron Virginis ye una xigante mariella de tipu espectral G8IIIa y 4920 K de temperatura. Tien un radiu 13 vegaes mayor qu'el radiu solar con una lluminosidá 81 vegaes mayor que la del Sol. La midida de la so velocidá de rotación ye de 19 km/s. La so masa envalorada ye 2,3 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 500 millones d'años.
Les carauterístiques físiques de Ómicron Virginis son bien asemeyaes a les de la vecina Vindemiatrix (ε Virginis), que'l so mayor rellumu débese a que ta considerablemente más cerca de la Tierra. Sicasí, a diferencia d'ésta última, Ómicron Virginis ta catalogada como una estrella de bariu «leve». Estes estrelles amuesen un escesu de bariu que'l so orixe achacar a la tresferencia de masa nel pasáu per parte d'una estrella acompañante; l'acompañante, convertida güei nuna nana blanca, nun ye visible en munchos casos. Nel casu de Ómicron Virginis, anque nun se detectó variación na velocidá radial, escesos na radiación ultravioleta emitida pueden indicar la presencia de la nana blanca. El mínimu periodu orbital llográu pal sistema ye de 4700 díes.
Ómicron1 Cancri
Ómicron1 Cancri (ο Cnc / 62 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer.
De magnitú aparente +5,23, ye la undécima estrella más brillosa na so constelación.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 149 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Comparte la denominación de Bayer «ómicron» con Ómicron2 Cancri; dambes estrelles tienen movimientu propiu similar y atópense a igual distancia, polo que podríen constituyir una binaria bien amplia. 
Ómicron1 Cancri ta catalogada como una xigante blanca de tipu espectral A5III, tamién clasificada como A6V.
La so superficie tien una temperatura ente 8330 y 8800 K, cifra que varia según la fonte consultada.
Con un radiu casi'l doble qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 91 km/s.
Tocantes a la so composición química, Ómicron1 Cancri tien una rellación oxíxenu/hidróxenu igual a la del Sol, siendo, sicasí, netamente cimeru'l so conteníu relativo de fierro [Fe/H] = +0,31.
Coles mesmes, amuesa un nivel de bariu ocho veces más eleváu que la solar ([Ba/H] = +0,92).
Ómicron1 Cancri ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu y escombros que'l so semiexe mayor ye de 46 UA.
La temperatura de los granos de polvu consideráu como un cuerpu negru— ye de 85 K.
Ómicron1 Canis Majoris
Ómicron1 Canis Majoris (ο CMa / 16 Canis Majoris / HD 50877) ye una estrella na constelación de Canis Major de magnitú aparente +3,82. Comparte la denominación de Bayer «Ómicron» cola estrella ο Canis Majoris, separaes visualmente 2 graos. Anque físicamente nun tán rellacionaes yá que se topen dixebraes siquier 70 años lluz, piénsase que dambes estrelles nacieron nel mesmu complexu de gas y polvu interestelar.
A una incierta distancia de 1980 años lluz del Sistema Solar, Ómicron1 Canis Majoris ye una estrella superxigante anaranxada de tipu espectral K2Iab. Ye una estrella fría de 4000 K de temperatura y, como tal, una parte significativa de la so radiación ye emitida na rexón infrarroxa, siendo 65.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so tamañu ye muncho más grande qu'el del Sol, siendo'l so diámetru 530 vegaes mayor. Si atopar nel centru del Sistema Solar, estenderíase un 60% más allá de la órbita de Marte. Con una masa de 18 mases solares, anguaño funde el so heliu internu, y nun futuru va acabar esplotando como una supernova.
Ómicron1 Canis Majoris ta catalogada como una variable irregular de tipu LC, variando'l so rellumu de magnitú +3,78 a +3,99.
Ómicron1 Cygni
Ómicron1 Cygni (ο Cyg / 31 Cygni / V695 Cygni) ye una estrella variable na constelación del Cisne de magnitú aparente media +3,79. Comparte la denominación de Bayer «"Ómicron"» con ο Cygni, magar nun esiste rellación física ente los dos estrelles. Ómicron1 Cygni alcuéntrase probablemente a unos 600 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Al igual que Almaaz (ε Aurigae), Ómicron1 Cygni ye una binaria eclipsante amplia, compuesta por una xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K2II y una estrella azul de la secuencia principal de tipu B3V. Los dos estrelles tán dixebraes unes 11 UA. Cada 10,36 años la estrella xigante clisa parcialmente a la so compañera, produciendo un amenorgamientu de rellumu d'una décima de magnitú; la duración del eclís ye de 63 díes. El pasu de la estrella azul per delantre de la xigante naranxa nun ye apreciable.
La temperatura superficial de la xigante naranxa ye d'aprosimao 3900 K. La so lluminosidá ye 1800 vegaes mayor que la lluminosidá solar, siendo'l so radiu ente 100 y 120 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a pocu más de 0,5 UA. La xigante lluminosa tien una masa ente 4 y 6 mases solares, ente que la estrella azul tien una masa ente 6 y 7 mases solares. Cuidao que les estrelles más masives evolucionen enantes y la xigante naranxa ta claramente más evolucionada que la so compañera, la so menor masa actual débese a una severa perda de masa estelar a lo llargo de la so hestoria.
Omicron1 Eridani
Omicron Eridani ¹ (tamién conocíu como Beid) ye una estrella de magnitú visual 4.04. Alcuéntrase a unos 125 años lluz de la Tierra, na constelación de Eridanus y ye de clase F (F2) xigante, con una temperatura superficial de 7100 K y 28 vegaes más lluminosa que'l Sol. En 1971 afayóse que yera una estrella variable de Delta Scuti, con una variación de namái unes centésimes de magnitú con periodos de 1,8 y 3,5 díes.
Ómicron1 Orionis
Ómicron1 Orionis (ο Ori / ο Ori / 4 Orionis) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,75 asitiada na constelación d'Orión.
La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida; un estudiu asitiar a 158 pársecs (515 años lluz), ente qu'otru establez una distancia de 650 años lluz.
Al igual que R Leonis o R Coronae Borealis, forma parta del Grupu de Wolf 630», conxuntu d'estrelles col mesmu movimientu propiu al traviés del espaciu.
Ómicron1 Orionis ye una xigante colorada de tipu espectral M3.2IIIaS con una temperatura efectivo de 3450 K.
Ye una «estrella MS» qu'amuesa carauterístiques tantu d'una estrella M como d'una estrella S.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 7050 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida indirecta del so diámetru angular, 7,1 milisegundos d'arcu, dexa envalorar el so diámetru real de forma averada —dada la incertidume na distancia a la que s'atopa— nunos 150 radios solares.
Tampoco se conoz la so masa, pero envaloróse que puede ser doble de la del Sol.
Ómicron1 Orionis tien un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,15.
El so peculiar clasificación estelar débese a los cambeos químicos que tienen llugar na superficie estelar de resultes de los procesos nucleares internos, onde elementos recién formaos son abasnaos escontra riba por conveición.
L'altu nivel de carbonu ye la resultancia de la fusión del heliu, ente qu'elementos como zirconiu y itriu son creaos por captura neutrónica.
Esti elementu nun tien nengún isótopu estable y nun esiste de forma natural nin na Tierra nin en Sol.
Magar ello, el espectru de Omicron1 Orionis revela la presencia del isótopu tecneciu-99, que la so vida media ye de namái dos millones d'años, enforma menor que la edá de la estrella.
Ómicron1 Orionis ta considerada una variable semirregular SRB —tipu de variables tipificaes por RR Coronae Borealis— con una amplitú na so variación de 0,3 magnitúes. Conócense trés periodu de 36, 52,6 y 74,1 díes.
Ómicron2 Cancri
Ómicron2 Cancri (ο Cnc / 63 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,67.
Alcuéntrase a 150 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Comparte denominación de Bayer con Ómicron1 Cancri; dambes estrelles tienen un movimientu propiu similar y atópense a igual distancia, polo que podríen constituyir una binaria bien amplia. 
Ómicron2 Cancri ta catalogada como una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F0IV, anque un estudiu señala qu'inda ta na etapa de fusión del hidróxenu, habiendo apenes percorríu una tercer parte de la so trayectoria dientro de la secuencia principal.
La so superficie tien una temperatura de 7852 K y relluma con una lluminosidá 10,3 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu un 90% más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 91 km/s. El so periodu de rotación nun supera les 19,2 hores.
Tien una masa de 1,73 mases solares y una incierta edá de 300 millones d'años.
Ómicron2 Cancri ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu y escombros que'l so radio ye de 43 UA.
La temperatura de los granos de polvu consideráu como un cuerpu negru— ye de 80 K.
Ómicron2 Canis Majoris
Ómicron2 Canis Majoris (ο CMa / 24 Canis Majoris / HD 53138) ye una estrella na constelación de Canis Major de magnitú aparente +3,02. Comparte la denominación de Bayer "Ómicron" cola estrella ο Canis Majoris, visualmente 2 graos al oeste. Anque físicamente nun tán rellacionaes al topase dixebraes siquier 70 años lluz, piénsase que los dos nacieron nel mesmu complexu de gas y polvu interestelar. Dambes estrelles paecen formar parte d'una amplia asociación d'estrelles O y B, que tamién inclúi a Wezen (δ Canis Majoris), denominada Collinder 121.
A una imprecisa distancia de 2500 años lluz del Sistema Solar, Ómicron2 Canis Majoris ye una superxigante azul de tipu espectral B3Ia. Ye una estrella caliente de 14.700 K de temperatura y una de les estrelles más lluminoses que se conocen, siendo la so lluminosidá —incluyida la radiación ultravioleta emitida— 110.000 vegaes mayor que la del Sol. Con una edá de solu 8 millones d'años, nel so nucleu yá se produz el tresformamientu de heliu en carbonu y oxíxenu. Siendo la so masa 20 vegaes mayor que la masa solar, el so destín ye esplotar como una brillosa supernova.
Ómicron2 Cygni
Ómicron2 Cygni (ο Cyg / 32 Cygni / V1488 Cygni) ye una estrella variable na constelación del Cisne, de magnitú aparente media +3,96. Comparte la denominación de Bayer "Ómicron" con ο Cygni, magar nun esiste rellación física ente los dos estrelles. Ómicron2 Cygni alcuéntrase a 1.100 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que Almaaz (ε Aurigae), Ómicron2 Cygni ye una binaria eclipsante amplia, compuesta por una superxigante naranxa de tipu espectral K3Ib y una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu B3V. Cada 3,143 años la superxigante clisa parcialmente a la estrella azul; ésta, sicasí, puede rellumar al traviés de la fina atmósfera de la superxigante, resultando un amenorgamientu nel rellumu d'apenes 0,06 magnitúes.
La temperatura superficial de la superxigante naranxa ye incierta; les midíes van dende los 3.500 a los 3.900 K. Considerando'l valor más altu como'l más probable, la so lluminosidá ye 11.100 vegaes mayor que la lluminosidá solar, con un diámetru 230 vegaes mayor qu'el diámetru solar. L'analís de la órbita dexa envalorar una masa pa la superxigante 9,7 vegaes mayor que la masa solar, ente que la masa del so acompañante ye 5 vegaes mayor que la solar. La edá del sistema ye de menos de 20 millones d'años.
OO Aquilae
OO Aquilae (OO Aql) ye una estrella binaria na constelación del Águila.
Alcuéntrase 46' al noroeste de Altair (α Aquilae) y 1º23' al sur de Tarazed (β Aquilae).
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 131 pársecs o 427 años lluz.
OO Aquilae ye una binaria de contactu de tipu espectral F9V —tamién catalogada como G5V— que la so rellación de mases ente componentes, "q", ye igual a 0,85.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 6093 ± 152 K y ye 2,4 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu equival a 1,39 radios solares y la so masa ye apenes un 7% mayor que la del Sol.
La estrella secundaria tien una temperatura de 5871 ± 140 K y la so lluminosidá ye un 77% superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 29% más grande qu'el del Sol y una masa de 0,90 mases solares.
La separación ente dambes estrelles ye de namái 0,0156 UA.
OO Aquilae constitúi una binaria eclipsante que'l so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +9,20 y +9,90 a lo llargo del so periodu orbital de 0,5068 díes.
OO Pegasi
OO Pegasi (OO Peg / HD 206417 / HIP 107099) ye una estrella variable na constelación de Pegasu que s'alcuentra a 43 minutos d'arcu de la tamién variable HN Pegasi.
De magnitú aparente media +8,26, alcuéntrase aprosimao a 1440 años lluz del Sistema Solar. 
OO Pegasi ye una estrella binaria cercana —la separación ente componentes ye comparable al diámetru de les componentes— que'l so tipu espectral ye A2.
La componente más caliente, con una temperatura efectivo de 8770 K, tien una masa de 1,72 mases solares.
Casi 25 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien un radiu 2,19 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La componente secundaria ye llixeramente menos masiva, col 98% de la masa de la so compañera. Tien una temperatura de 8683 K y una masa de 1,69 mases solares.
Ye casi 10 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye un 37% más grande qu'el d'ésti.
Dambes estrelles, bien próximes ente sigo, constitúin una binaria eclipsante con un periodu orbital de 2,9847 díes.
El rellumu conxuntu mengua 0,43 magnitúes mientres el eclís principal.
Dambes componentes tán dixebraes 0,06 UA, siendo la órbita circular.
OP Herculis
OP Herculis (OP Her / HD 163990 / HR 6702) ye una estrella variable na constelación d'Hércules de magnitú aparente media +6,34. Alcuéntrase aprosimao a 1000 años lluz del Sistema Solar.
OP Herculis ye una xigante o xigante lluminosa colorada de tipu espectral M5II-III y 3300 K de temperatura.
Tocantes a el so tamañu, ye una auténtica xigante con un radiu 140 vegaes más grande qu'el radiu solar; si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie llegaría hasta'l 90% de la distancia esistente ente Venus y el Sol.
La so masa ye'l doble de la masa solar y tien una metalicidá comparable a la de la nuesa estrella.
Ye una estrella de tecneciu, lo que se revela pola presencia d'esti elementu nel so espectru.
Distintos estudios cifren la so magnitú bolométrica absoluta ente -4,1 y -4,92, discrepancia qu'implica una diferencia na so lluminosidá de 3735 a 7940 vegaes la lluminosidá solar.
OP Herculis ye una variable pulsante semirregular SRB; éstes son xigantes con una periodicidá pocu definida, pero a les que se-y puede asignar un periodu mediu. Asina, el rellumu de OP Herculis fluctúa 0,9 magnitúes nun ciclu de 120,5 díes.
OT Geminorum
OT Geminorum (OT Gem / HD 58050) ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +6,45.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a unos 3000 años lluz del Sistema Solar, magar esti valor ye namái averáu, una y bones el erru na midida de la paralax ye bien alto.
OT Geminorum ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B2Ve.
Tien una elevada temperatura superficial de 23.660 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la radiación emitida en tol espectru electromagnéticu— 33.000 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye 7,1 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ente 142 y 150 km/s.
Bien masiva, diversos estudios asígnen-y una masa de 12,5 - 13,2 mases solares, claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando en forma de supernova.
OT Geminorum ye una «estrella Be», lo que significa que la so espectru amuesa llinies d'emisión prohibíes provenientes d'un discu circumestelar formáu pola perda de masa y la rápida rotación.
Otres estrelles incluyíes nesti grupu son α Arae y δ Centauri.
Al igual que n'otres estrelles Be, detectóse un débil campu magnéticu (B = -101 ± 35 G) en OT Geminorum.
OT Serpentis
OT Serpentis (OT Ser / GJ 9520 / HIP 75187) ye una estrella na constelación de Serpens, concretamente en Serpens Caput. De magnitú aparente +10,08, alcuéntrase a 37,1 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Estrelles cercanes a OT Serpentis son DE Bootis y Gliese 568, asitiaes respectivamente a 4,6 y 5,7 años lluz de distancia.
OT Serpentis ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V.
Tien una temperatura superficial de 3570 K y la so masa namái supón el 55% de la masa solar.
Relluma con una lluminosidá —incluyendo una parte significativa de la so enerxía emitida como radiación infrarroxo— igual al 4,7% de la lluminosidá solar.
El so radiu equival al 52% del radiu solar, y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 6 km/s —teniendo en cuenta qu'esti ye un valor mínimu—, lo qu'implica un periodu de rotación igual o inferior a 3,4 díes.
L'estudiu del so campu magnéticu punxo de manifiestu qu'el so topoloxía magnética camuda significativamente nuna escala de tiempu de mediu añu. Piénsase que l'enclín de la so exa al respective de la Tierra ye de 45º.
Ye una estrella acandilante, esto ye, despide fogarales que traen sópitos ya impredicibles aumentos de rellumu en tol espectru electromagnéticu. Exemplos bien conocíos d'esti tipu d'estrelles son EV Lacertae y UV Ceti.
OTS 44
OTS 44 (2MASS J11100934-7632178) ye una nana marrón a unos 554 años lluz de distancia del Sistema Solar na constelación de Chamaeleon. Afayóse en 2005 por un equipu empobináu por Kevin Luhman utilizando'l Observatoriu Gemini en Chile. Hasta'l descubrimientu de Cha 110913-773444 —que nun se sabe si ye un planeta con llunes o una nana marrón con planetes— yera la nana marrón conocida más pequeña.
OTS 44 tien una masa 15 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, qu'equival al 1,5% de la masa solar. El so radiu ye una cuarta parte del radiu solar. El so bajísima lluminosidá apenes supera una milésima de la lluminosidá solar. El so tipu espectral ye M9.5V y tien una temperatura envalorada de 2300 K.
El Telescopiu espacial Spitzer detectó un discu de polvu alredor d'esti oxetu, formáu por partícules de xelu y roca. Esti discu protoplanetariu eventualmente puede acabar formando un sistema planetariu en redol a la nana marrón. Los astrónomos especulen si'l discu que orbita OTS 44 tien abonda masa pa formar un planeta xigante gaseosu según unos cuantos planetes predresos del tamañu de la Tierra. Ello conduz a la cuestión de si podría esistir un planeta habitable alredor d'un oxetu d'estes carauterístiques. D'alcuerdu a Kevin Luhman, puede esistir toa una serie de sistemes solares en miniatura nos cualos los planetes orbiten alredor de nanes marrones.
OV Cephei
OV Cephei (OV Cep) ye una estrella na constelación de Cefeo, asitiada a 3º del polu norte celeste, de magnitú aparente +5,05.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (7,16 ± 0,38 milisegundos d'arcu), a 456 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
OV Cephei ye una xigante colorada de tipu espectral M2III con una temperatura superficial de 3700 K.
Tien una lluminosidá —incluyendo la radiación infrarroxo emitida— 850 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye 70 vegaes más grande qu'el radiu solar y el so masa envalórase un 50% mayor que la masa solar. Como en toles estrelles xigantes, nel so nucleu yá nun se produz la fusión del hidróxenu en heliu; en OV Cephei, la bayura del isótopu carbonu 13 (con siete neutrones nel nucleu atómicu) ye unes 10 vegaes mayor que nel Sol, lo qu'evidencia l'amiestu de subproductos procedentes de la fusión nuclear. L'eleváu conteníu d'esti isótopu prueba que l'hidróxenu tresformóse n'heliu per aciu el llamáu ciclu CNO, onde'l carbonu actúa como catalizador nuclear.
OV Cephei ye, como munches estrelles de les sos carauterístiques, una estrella variable. Catalogada como variable semirregular, el so rellumu varia ente magnitú +5,00 y +5,07 ensin qu'esista periodicidá conocida.
OV Geminorum
OV Geminorum (OV Gem / 33 Geminorum / HD 49606 / HR 2519) ye una estrella variable asitiada na constelación de Xéminis de magnitú aparente media +5,87. Alcuéntrase a aprosimao 926 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como xigante blancu-azulada de tipu espectral B7III o como subxigante de tipu B6IV, OV Geminorum ye una estrella peculiar que la so anómala composición química dexa englobarla dientro de dos clases d'estrelles distintes. De primeres, ta considerada una estrella Bw o estrella con llinies débiles d'heliu, que la so bayura superficial d'esti elementu ye particularmente baxa. De segundes, ye una estrella de mercuriu-manganesu; con una temperatura efectivo de 14.400 K, ye considerada frecuentemente la estrella más caliente dientro d'esta clase.
OV Geminorum relluma con una lluminosidá 776 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye 4,2 vegaes más grande qu'el del Sol. La so velocidá de rotación ye de 19,5 km/s, siendo este una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín del exa de rotación al respective de nós. Tien una masa aprosimao 5 vegaes mayor que la masa solar.
Con una variación nel so rellumu de 0,01 magnitúes, ta clasificada como una estrella variable SX Arietis. Estes son variables Alfa2 Canum Venaticorum d'elevada temperatura, tando tipificaes pola estrella α Sculptoris.
P Cygni
P Cygni (P Cyg / 34 Cygni) ye una estrella de la constelación Cygnus, una de les más alloñaes que pueden vese a simple vista, pos se topa a una incierta distancia ente 5000 y 7000 años lluz del Sistema Solar. Tamién la conoz como Nova Cygni 1600.
Nel añu 1600, P Cygni apaeció como un astru de tercera magnitú nun llugar onde nun se reparó enantes nenguna estrella. Mientres los siguientes años, la estrella atenuó'l so rellumu y dexó de ser visible a güeyu, pero volvió a magnitú +3,5 en 1655. Caltener en dichu rellumu hasta 1659, momentu nel que de nuevu apagar hasta asitiase per debaxo de sesta magnitú, volviendo aumentar el so rellumu en 1665. Dempués de delles fluctuaciones, escontra l'añu 1715 volvióse estable alredor de magnitú 5, bazcuyando'l so rellumu en redol a esti valor nos postreros 200 años.
P Cygni ye una superxigante o hiperxigante de tipu espectral B2 con una lluminosidá aprosimao equivalente a 700.000 soles, catalogada como variable azul lluminosa o variable S Doradus. Éstes son estrelles bien pocu frecuentes y constitúin les estrelles más lluminoses de la galaxa. Los sos aumentos de rellumu prodúcense porque la estrella avérase peligrosamente al llende de Eddington, lo que fai que la presión de radiación espulse les sos capes más esternes de forma violenta. P Cygni ta arrodiada por una tenue nebulosa que foi creada mientres los postreros 900 años poles erupciones de la estrella; tamién hai restos d'erupciones anteriores que tuvieron llugar fai 2.400 y 20.000 años. La estrella sigue perdiendo masa a un ritmu estraordinariu, 300 millones de vegaes mayor que la perda de masa qu'esperimenta'l Sol pol vientu solar. El destín d'un oxetu tan enorme ye hasta ciertu puntu inciertu; bien puede esplotar como una brillosa supernova o puede terminar como una hipernova, onde'l nucleu colapsa escontra un furacu prietu.
Suxurióse tamién que les erupciones mentaes pueden ser causaes pola tresferencia de masa a una hipotética compañera estelar de tamién tipu espectral B, que tendría una masa envalorada ente 3 y 6 vegaes la del Sol.
La materia que cai escontra l'acompañante lliberaría enerxía gravitacional, una parte de la cual 
traduciríase nun aumentu de la lluminosidá.
Felicidá acompañante emplegaría aprosimao 7 años en completar una órbita, siendo ésta bien escéntrica.
P Velorum
p Velorum (p Vel / HD 92139 / HD 92140 / HR 4167) ye un sistema estelar na constelación de Vela, la vela del Navío Argos, de magnitú aparente +3,84. 
Asitiáu a 87,5 años lluz de distancia del Sistema Solar, p Velorum ye un sistema triple.
En primer instancia pueden estremase dos estrelles: p Velorum A, la más brillosa con magnitú +4,2, separada visualmente 0,39 segundos d'arcu de p Velorum B, de magnitú +5,1.
La separación proyeutada ente elles ye de 9,9 UA, siendo'l periodu orbital de 16,5 años.
La órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,75), polo que la distancia ente p Velorum A y B varia ente 17,5 y 2,5 UA; el postreru periastru tuvo llugar a mediaos de 2003.
La componente menos brillosa, p Velorum B, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A6V con una masa 2,41 vegaes mayor que la del Sol.
Pela so parte, p Velorum A ye una binaria espectroscópica, constituyida por una subxigante blancu-mariella de tipu F3IV y una estrella de la secuencia principal probablemente de tipu F0V.
Estos dos estrelles mover a curtia distancia —el so periodu orbital ye de 10,21 díes— y les sos mases respectives son 2,13 y 1,81 mases solares.
Los parámetros fotométricos son conocíos namái pal sistema estelar nel so conxuntu. Esto ye asina pa la so temperatura superficial, 7360 ± 20 K, y pa la so lluminosidá, 16,2 vegaes superior a la lluminosidá solar. 
Peacock (estrella)
Peacock ye'l nome de la estrella Alfa Pavonis (α Pav / HD 193924 / HR 7790). Con magnitú aparente +1,91 ye la más brillosa na constelación de Pavu; ta asitiada a 183 años lluz del Sistema Solar. El so nome, «pavu» en inglés, foi asignáu na década de 1930 al crease "The Air Almanac", un almanaque de saléu usáu pola Royal Air Force.
Peacock ye una estrella subxigante azul de tipu espectral B2IV y temperatura superficial de 18.700 K. Visualmente 450 vegaes más lluminosa qu'el Sol, al considerar la radiación ultravioleta qu'emite, la so lluminosidá algama 2100 vegaes la lluminosidá solar. Tien un radiu 4,4 vegaes mayor qu'el radiu solar y una masa ente 5 y 6 vegaes la del Sol, lo que trai que va rematar la so vida como una nana blanca. La velocidá de rotación midida, 39 km/s, ye baxa pa una estrella de les sos carauterístiques, lo qu'implica que la so exa de rotación ten de tar aprosimao empobináu escontra la Tierra.
Peacock ye una estrella binaria cercana, con un periodu orbital de 11,8 díes. La separación ente los dos componentes ye de 0,21 UA, la metá de la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
Phact
Phact o Phakt (α Columbae / α Col / HD 37795) ye la estrella más brillosa de la constelación de Columba con magnitú aparente +2,65. El so nome provién del árabe "Al-Fakhitah" y significa «el palombu», n'alusión al nome de la constelación. Tamién recibe los nomes de Phaet y Phad. Alcuéntrase a 268 años lluz del Sistema Solar.
Phact ye una estrella subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7IVe con una temperatura superficial de 12.500 K. Unes 1000 vegaes más lluminosa qu'el Sol —incluyida la radiación emitida nel ultravioleta—, el so radiu ye 7 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación ye bien alta, siquier 180 km/s nel so ecuador, anque probablemente sía enforma mayor. Clasificada como una estrella Be, la rápida rotación fai que la estrella tea esnachada polos polos, formándose una cubierta de baxa densidá en redol a la estrella qu'emite radiación en llonxitú d'onda específiques. Otres estrelles d'esti tipu son Achernar (α Eridani), Alcíone (η Tauri) o la peculiar γ Cassiopeiae.
Phact tien una masa aprosimao 4,5 vegaes mayor que la masa solar. Ye una estrella llixeramente variable del tipu Gamma Cassiopeiae. El so rellumu varia ente magnitú +2,62 y +2,66.
Phecda
Phecda, Phekda o Phad ye'l nome de la estrella γ Ursae Majoris (γ UMa / 64 Ursae Majoris / HD 103287), la sesta más brillosa de la constelación del sietestrellu con magnitú aparente +2,44.
El nome de Phecda —en cualesquier de les variantes enriba mentaes— provién del árabe فخذ ("faxð"), «zanca», pola so localización nel cuerpu de la osa.
D'alcuerdu al astrónomu persa Al-Biruni (sieglos X y XI), esta estrella yera Pulastya —nacíu de les oreyes de Brahmā—, unu de los rishis o grandes sabios de la antigüedá védica.
Xuntu con otres estrelles de la constelación —como Alioth (ε Ursae Majoris), Mizar (ζ Ursae Majoris), Merak (β Ursae Majoris) o Megrez (δ Ursae Majoris)—, Phecda forma parte de la Asociación estelar del sietestrellu, un grupu d'estrelles que se mueven al unísonu na mesma rexón del espaciu y que tienen una edá similar; la edá de Phecda envalórase en redol a los 300 millones d'años. Alcuéntrase a 84 años lluz del Sistema Solar, llixeramente más alloñada que les otres cuatro componentes principales del grupu.
Phecda ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Ve con una temperatura superficial de 9500 K. Con una lluminosidá 72 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye'l triple del radiu solar. La "y" nel so tipu espectral indica la esistencia d'un discu de gas xiratorio alredor de la estrella, consecuencia de la so alta velocidá de rotación de 168 km/s nel ecuador, 84 vegaes mayor que la del Sol. La mayor parte de les estrelles d'esti tipu son estrelles más calientes de tipu B —denominaes estrelles Be—, ente les que cabo citar a Achernar (α Eridani) o a Gomeisa (β Canis Minoris).
El espectru de Phecda indica la presencia d'una compañera cercana, de la que nada se sabe sacantes ten de ser bien tenue.
Pherkad
Pherkad ye'l nome de la estrella γ Ursae Minoris (γ UMi / 13 Ursae Minoris), encuadrada na constelación boreal de la Osa Menor.
Cerca de Pherkad puede reparase la estrella Pherkad Minor (11 Ursae Minoris), magar les dos estrelles nun tán físicamente rellacionaes, ésta última unos 100 años lluz más próxima a nós que Pherkad.
Pherkad nun tien de ser confundida con Phecda (γ Ursae Majoris), de nome asemeyáu.
El nome de Pherkad provién de la palabra árabe pa «los dos críes», refiriéndose originariamente tantu a esta estrella como a Kochab (β Ursae Minoris).
Al pie de ésta última, son llamaes «El Guardianes del Polu», pos cada nueche dibuxen un círculu en redol a Polaris (α Ursae Minoris), la Estrella Polar.
En China, esta estrella yera conocida como Ta Tsze, «el príncipe herederu».
De magnitú aparente +3,00, Pherkad ye una xigante caliente de tipu espectral A3Iab y 8600 K de temperatura efectivo. Tien una lluminosidá 11.000 vegaes mayor que la del Sol y un diámetru 15 vegaes más grande. La so velocidá de rotación, superior a 170 km/s nel ecuador, ye 85 vegaes más alta que la del Sol. Piénsase que ye una estrella n'evolución, probablemente con un nucleu inerte de heliu arrodiáu d'una capa de hidróxenu tresformándose por fusión nuclear; la so temperatura y lluminosidá suxuren una masa averada de 5 mases solares.
Pherkad ye una estrella variable, fluctuando unes décimes de magnitú nun periodu de 3,43 hores. Anguaño clasificar como una estrella variable Delta Scuti.
Alcuéntrase a 480 años lluz del Sistema Solar.
Pi Andromedae
Pi Andromedae (π And / 29 Andromedae / HD 3369) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda asitiáu a 656 años lluz del Sistema Solar.
Nun primer aproximamientu, Pi Andromedae apaez como una estrella binaria visual formada por una estrella azul de magnitú aparente +4,34, denominada Pi Andromedae A, y una acompañante más tenue de magnitú +8,61, que recibe'l nome de Pi Andromedae B. Visualmente los dos tópense separaes 36 segundos d'arcu.
Pi Andromedae A (HR 154 / SAO 54033) ye una estrella azul de tipu espectral B5V con una lluminosidá 2000 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Descomanadamente brillosu pa una estrella de la so clase, ello debe a que Pi Andromedae A ye, de la mesma, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 143,53 díes. Asumiendo que los dos componentes son iguales -anque bien pudiera nun ser el casu- la masa de caúna d'elles ye 5 vegaes mayor que la masa solar, correspondiendo al sistema una edá de 80 millones d'años. La separación media ente les dos estrelles ye de 1,3 UA, magar la escentricidá de la órbita fai qu'esta varie ente 0,6 y 2,1 UA.
Pi Andromedae B (SAO 54034) ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A6V. Dixebrada siquier 7200 UA de la estrella binaria azul, completa una órbita alredor d'ella cada 175.000 años —siendo este'l valor mínimu.
Esiste una tercer estrella de magnitú 13 asitiada visualmente a 55 segundos d'arcu de la estrella principal, que probablemente nun forma parte del sistema siendo namái una compañera óptica. Sicasí, l'estudiu de la rexón cercana al par interior reveló la posible esistencia d'otra acompañante adicional, una nana naranxa a unes 40 UA de distancia que completaría una órbita cada 80 años aprosimao.
Pi Arae
Pi Arae (π Ara / HD 159492 / HR 6549) ye una estrella de magnitú aparente +5,25 asitiada na constelación d'Ara, l'altar. Alcuéntrase a 138 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Arae ye una estrella de tipu espectral A5IV-V, esto ye, una estrella blanca de la secuencia principal que, rematando la fusión de hidróxenu nel so nucleu, empieza a tresformase nuna estrella subxigante de mayor tamañu. Con una temperatura superficial de 8200 K, el so radiu ye un 75% más grande qu'el radiu solar y ye unes 13 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 57 km/s, siendo este una llende inferior una y bones la velocidá real depende de la orientación de la so exa de rotación al respective de nós.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar. Sacante carbonu y cobre, les bayures relatives de tolos elementos evaluaos son más altes que nel Sol, destacando l'eleváu nivel de vanadiu, 4,5 vegaes más abondosa que na nuesa estrella ([V/H] = +0,65).
Observaciones llevaes a cabu en banda submilimétrica y infrarroxu cercanu punxeron de manifiestu la esistencia d'un discu circumestelar de polvu en redol a Pi Arae. El discu, de 36 UA de radiu, tien una temperatura averada de 90 K.
Pi Aurigae
Pi Aurigae (π Aur / 35 Aurigae / HD 40239) ye una estrella na constelación d'Auriga, asitiada 1 minutu d'arcu al norte de Menkalinan (β Aurigae). Con magnitú aparente +4,30, alcuéntrase a 840 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Aurigae ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M3II. La so temperatura superficial ye de 3490 K y ye 9000 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular per aciu interferometría, ye 265 vegaes mayor qu'el radiu solar —23% mayor que la distancia ente la Tierra y el Sol—. Estos parámetros dexen envalorar la so masa nunes 5 vegaes la masa solar, y amuesen que la estrella ta aumentando la so lluminosidá como estrella xigante per segunda vegada, con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu, elementos procedentes de la fusión nuclear del heliu.
Pi Aurigae tien una edá averada de 100 millones d'años, pero namái fai 13 millones empezó la so evolución como una estrella xigante. Catalogada como una variable irregular que la so variación de rellumu ye de 0,1 magnitúes, nun futuru probablemente va convertise nuna estrella variable Mira. Per otra parte, ye una estrella visible» nel espectro de radiofrecuencies.
Pi Bootis
Pi Bootis (π Bootis / π Boo / 29 Bootis) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,91 asitiáu na constelación de Boötes.
En chinu recibe'l nome de "Zuochetier" 左攝提二 (Zuǒ shè tí èr). 
Alcuéntrase a 309 años lluz del Sistema Solar.
En primer instancia, Pi Bootis ye una binaria que les sos dos componentes tópense visualmente separaes 5,5 segundos d'arcu.
El periodu orbital d'esta binaria ye de siquier 5000 años y la distancia real ente les dos estrelles ye igual o superior a 500 UA.
La componente principal, denominada π Bootis (HD 129174 / HR 5475), ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9V.
Tien una temperatura efectivo de 12.400 K y una lluminosidá equivalente a 151 soles.
El so radiu ye 2,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 24 km/s.
Asina, el so conteníu relativo de mercuriu ye 350.000 vegaes más eleváu que nel Sol.
La so masa ye de 3,4 mases solares.
La componente secundaria, π Bootis (HD 129175 / HR 5476), ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A6V.
Visualmente a pocu más de dos minutos d'arcu del par π-π, el so rellumu correspuende a una nana de tipu G o K.
De la mesma, la brillosa estrella de tipu B9V pue ser una binaria espectroscópica; nada se sabe d'esti subsistema, nin siquier el periodu orbital.
Pi Canis Majoris
Pi Canis Majoris (π CMa / 19 Canis Majoris) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,69.
Alcuéntrase a 96 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El so máximu acercamientu a la Tierra va tener llugar dientro de 722.000 años, cuando va tar a una distancia de 22,4 años lluz.
Pi Canis Majoris ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F1.5V, enantes catalogada como F3V, con una temperatura efectivo de 6870 K.
Tien una lluminosidá 10 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 2,1 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 92 km/s, lo que supón una velocidá 46 vegaes más rápida que la del Sol.
El so metalicidá, espresada como la bayura relativa de fierro, equival a un 68% de la del Sol ([Fe/H] = -0,17).
Con una masa un 58% mayor que la masa solar, la so edá envalórase en 1400 millones d'años.
Un escesu na radiación infrarroxo emitida a 24 y 70 μm indica la presencia d'un discu de polvu en redol a Pi Canis Majoris; l'acusáu escesu a 24 μm y l'escesu más débil a 70 μm implica una alta temperatura del polvu de 188 K.
Pi Canis Majoris mover nuna órbita galáctica notablemente escéntrica (y = 0,52).
Ello favorez que nel apoastru llegue a tar a más de 22 kilopársecs del centru galácticu, más del doble de la distancia del máximu alloñamientu del Sol.
Pi Canis Majoris tien una tenue acompañante de magnitú +9,6 visualmente a 11,6 segundos d'arcu, cola que forma un sistema binariu.
La separación real ente dambes estrelles ye de 339 UA.
Coles mesmes, Pi Canis Majoris puede ser una estrella variable con una pequeña fluctuación nel so rellumu de 0,03 magnitúes.
Pi Chamaeleontis
Pi Chamaeleontis (π Cha) ye una estrella na constelación de Chamaeleon, el camaleón.
De magnitú aparente +5,65, alcuéntrase a 135 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Chamaeleontis ta catalogada como xigante blancu-mariella de tipu espectral F1III.
Tien una temperatura efectivo de 6936 - 6870 K y una lluminosidá ocho veces cimera a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, 0,41 milisegundos d'arcu, dexa envalorar el so radiu, siendo ésti un 80% más grande qu'el del Sol.
El so conteníu metálico paez ser menor de la metá que l'atopáu nel Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,35; otra fonte, sicasí, determina un valor significativamente más próximu a la solar ([Fe/H] = -0,17).
La masa de Pi Chamaeleontis ye un 50% mayor que la masa solar.
Pi Chamaeleontis tien una compañera estelar de la que nada se sabe. Esta acompañante emplega 611 años en dar una vuelta alredor d'ella nuna órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,32).
Nun pudo ser resuelta por interferometría de moteáu.
Pi Coronae Borealis
Pi Coronae Borealis (π CrB / 9 Coronae Borealis) ye una estrella na constelación de la Corona Boreal de magnitú aparente +5,58.
Alcuéntrase a 243 años lluz del Sistema Solar.
Pi Coronae Borealis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G9III.
Tien una temperatura efectivo de 4667 K y una lluminosidá 39 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les sos carauterístiques son paecíes a les de Altais (δ Draconis), ι Geminorum o β Leonis Minoris, toes elles xigantes G9.
Pi Coronae Borealis esibe una metalicidá más baxa que la del Sol ([Fe/H] = -0,15).
Tocantes a el so tamañu, el so diámetru calculáu a partir de modelos teóricos— ye 10 vegaes más grande qu'el del Sol; per otra parte, al considerar la midida indirecta del so diámetru angular en banda J, 1,08 milisegundos d'arcu, llógrase un tamañu llixeramente inferior de 9 diámetros solares.
Pi Fornacis
Pi Fornacis (π For / HD 12438 / HR 594 / HIP 9440) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +5,35. Alcuéntrase a 279 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Pi Fornacis ye una xigante mariella de tipu espectral G5III. Con una temperatura efectivo ente 4975 y 5080 K, la so lluminosidá ye 62 vegaes mayor que la del Sol. Tien un radiu de 10 - 11 radios solares, siendo una estrella de carauterístiques asemeyaes a ε Hydrae A, γ Microscopii o 81 Ceti —esta postrera con un planeta estrasolar. 
Característica distintiva ye la so exigua metalicidá, bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu, bien inferior a la solar. El so conteníu de fierro asitiar ente'l 25% y el 31% del atopáu nel Sol, per debaxo del que tienen otres conocíes xigantes marielles como Vindemiatrix (ε Virginis) o Muscida (ο Ursae Majoris).
Pi Gruis
Pi Gruis (π Gru) ye una denominación compartida por dos estrelles distintes na constelación de la Grulla:
Pi Herculis
Pi Herculis (π Her / 67 Herculis / HD 156283) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación d'Hércules a pesar de tener la lletra griega "Pi", siendo'l so magnitú aparente +3,16. Ye superada en rellumu por Kornephoros (β Herculis), ζ Herculis y Sarin (δ Herculis).
Pi Herculis ye una xigante naranxa lluminosa —dacuando clasificada como superxigante— de tipu espectral K3II y 4110 K de temperatura. Asitiada a 370 años lluz de distancia del Sistema Solar, ye 1330 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu ye ente 55 y 72 vegaes más grande qu'el radiu solar, dependiendo de los parámetros utilizaos pa la so midida.
Pi Herculis ye una «estrella variable» nel sentíu de que camuda'l so velocidá relativa a la Tierra nun periodu de 613 díes. La causa puede ser una compañera de siquier 27 vegaes la masa de Xúpiter asitiada a 3 UA, pulsaciones «non radiales» (partes de la superficie de la estrella pulsien pa escontra fora ente qu'otres muévense escontra dientro), o la rotación de la estrella que fai que manches na so superficie entren y salgan del campu de visión. Un segundu periodu sobrepuestu más curtiu (d'unos 90 díes) y de menor amplitú favorez la hipótesis de les pulsaciones non radiales.
Pi Hydrae
Pi Hydrae (π Hya / 49 Hydrae / HD 123123) ye una estrella na constelación d'Hidra.
De magnitú aparente +3,26, ye la quinta estrella más brillosa de la so constelación dempués de Alfard (α Hydrae), γ Hydrae, ζ Hydrae y ν Hydrae.
Alcuéntrase 10º al norte de la brillosa Menkent (θ Centauri).
Asitiada a 101 años lluz de distancia, Pi Hydrae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura efectivo de 4660 K. La so lluminosidá ye 98 vegaes mayor que la lluminosidá solar, emitiendo la mayor parte de la so radiación na rexón del infrarroxu invisible.
Tien un radiu 15 vegaes más grande qu'el del Sol y nun se conoz con certidume el so periodu de rotación, pudiendo ser ésti d'aprosimao un añu.
Pi Hydrae amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la solar, en redol al 90% de la mesma.
Ta considerada una estrella probe en cianóxenu», siendo deficiente en carbonu y/o nitróxenu.
Tien una masa igual a 2,5 vegaes la masa solar y posiblemente ye una estrella que funde el so heliu internu en carbonu y oxíxenu.
Pi Mensae
Pi Mensae (π Men) ye una estrella na constelación austral de Mensa de magnitú aparente +5,65. A namái 10º del polu sur celeste, ye la décima estrella más brillosa de la constelación. En 2001 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta orbitando en redol a esta estrella.
Pi Mensae ye una nana mariella de tipu espectral G0V o G1V, anque tamién foi catalogada como estrella subxigante.
Con una temperatura efectivo de 5996 K, la so lluminosidá ye un 49% superior a la del Sol.
Tien un radiu un 14% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de, siquier, 3,1 km/s.
El so metalicidá ye daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,03) y, a esceición del aluminiu que'l so nivel ye un 29% inferior a la solar, amuesa una composición química bien asemeyada a la de la nuesa estrella.
La masa envalorada de Pi Mensae ye un 7% mayor que la masa solar y paez ser daqué más vieya que'l Sol, con una edá averada de 5440 millones d'años.
Alcuéntrase a 59,7 años lluz del Sistema Solar.
L'oxetu que orbita en redol a Pi Mensae, Pi Mensae b, tien una masa mínimo 10,35 vegaes mayor que la del planeta Xúpiter, polo qu'en realidá puede ser un planeta estrasolar o una nana marrón, una y bones la diferencia ente dambos oxetos establezse en redol a 13 vegaes la masa de Xúpiter. El periodu orbital ye de 5,65 años y muévese nuna órbita claramente escéntrica a 3,29 UA de la estrella principal, variando esta distancia ente 2,1 UA y 5,3 UA.
Pi Orionis
Pi Orionis (π Ori) puede referise a seis estrelles distintes na constelación d'Orión:
Pi Pavonis
Pi Pavonis (π Pav / HD 165040 / HR 6745) ye una estrella na constelación de Pavu de magnitú aparente +4,35. 
Ta asitiada a 130 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Pavonis ye una estrella blanca de tipu espectral A7sp.
Tien una temperatura efectivo de 7585 K y un radiu 1,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Rota con una velocidá proyeutada —valor mínimu que depende del enclín del so exa de rotación— de 16 km/s, lenta pa una estrella de les sos carauterístiques.
Por cuenta de la so lenta rotación, Pi Pavonis ye una estrella químicamente peculiar que la so bayura relativa de metales difier notablemente de la del Sol.
La so superficie ta emprobecida en ciertos elementos como calciu y escandiu, esti postreru 13 vegaes menos abondosa que nel Sol ([Sc/H] = -1,12). 
Sicasí, un ampliu grupu d'elementos son «sobreabundantes» en rellación a la nuesa estrella; estronciu, bariu, lantanu, ceriu y neodimiu son ente 10 y 20 vegaes más abondoses, pero nel casu del europiu —elementu númberu 63 de la tabla periódica—, la so concentración ye más de 200 vegaes superior a la solar ([Eu/H] = +2,29).
Pi Pegasi
Pi Pegasi (π Peg) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Pegasu:
Pi Persei
Pi Persei (π Per) ye una estrella na Constelación de Perséu. Ye tamién conocida col nome tradicional de Gorgonea Secunda, la segunda estrella de la Gorgona en referencia al mitu de Perséu el cual sostien la cabeza de la Gorgona.
Pi Persei tien una magnitú aparente de +4.7 y la so clase espectral ye A2V, identificándose como una estrella de color blancu. La estrella ta a unos 362 años lluz de distancia.
Na constelación de Perséu atópense cuatro estrelles gorgonas en rellación col mitu de Perséu que los sos nomes son: Algol o Gorgonea Prima correspondientes a la estrella marcada cola flecha: β persei. Y otres gorgonas como la gorgona segunda, π persei. La gorgona tercer, ρ persei y la gorgona cuarta, ω persei. Anque hai cuatro "estrelles gorgonas", la tradición mitolóxica helénica namái identifica a trés: Aguamala -Beta persei-, la única mortal, Esteno y Euríale que son inmortales, nun esiste una cuarta gorgona.
Pi Piscis Austrini
Pi Piscis Austrini (π PsA / HD 217792 / HR 8767) ye una estrella na constelación de Piscis Austrinus de magnitú aparente +5,14 que s'atopa a 93 años lluz del Sistema Solar.
Ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F1V con una temperatura efectivo de 7143 K.
La so velocidá de rotación proyeutada —llinde inferior de la mesma—, ye de 28 km/s, unes 14 vegaes más rápida que la del Sol.
Tien una metalicidá significativamente menor que la de la nuesa estrella ([M/H] = -0,30) y la so edá envalórase en 900 millones d'años.
Pi Piscis Austrini ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 178,32 díes.
La separación media ente los dos componentes ye d'aprosimao 0,7 UA y la órbita ye bien escéntrica (ε = 0,53).
Anque nun principiu pensóse que la estrella acompañante podía ser de tipu F3V, güei créese que se trata d'una estrella de baxa masa.
Arriendes d'ello, la estrella principal puede tener una masa de 1,6 mases solares con una lluminosidá 6 vegaes superior a la del Sol.
Pi Piscis Austrini amuesa un escesu de radiación infrarroxo a 70 μm, indicando la esistencia d'un discu circumestelar de polvu arrodiando a la estrella. La temperatura de les partícules de polvu ye de 127 K, tando asitiaes nuna órbita estable a 12 UA de la binaria.
Pi Piscium
Pi Piscium (π Psc / 102 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis.
De magnitú aparente +5,55, alcuéntrase a 114 años lluz de distancia.
Dientro de 779.000 años va alcuéntrase a 107 años lluz, que va ser la mínima distancia a la que va tar del Sistema Solar.
Na astronomía china, Yòu Gèng (右更) —que'l so significáu ye l'oficial al cargu de les camperes»—, ye un asterismo qu'entiende, amás de Pi Piscium, a Kullat Nunu (η Piscium), ρ Piscium, Torcularis Septentrionalis (ο Piscium) y 104 Piscium.
Pi Piscium ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F0V.
Les sos carauterístiques son paecíes a les de les componentes de Porrima (γ Virginis) o a les de 47 Cassiopeiae.
Tien una temperatura efectivo de 6583 ± 94 K y una lluminosidá 6,3 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un radiu 1,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, Pi Piscium xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 117 km/s.
El so conteníu metálico ye notablemente inferior al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,42, ente que la so bayura relativa de litiu pue ser asemeyáu a la del Sol.
La masa de Pi Piscium ye un 38% mayor que la masa solar —un 29% mayor d'alcuerdu a otru estudiu— y ye una estrella del discu finu que la so edá más probable ye 2000 millones d'años.
Pi Puppis
Pi Puppis (π Pup / HD 56855 / HR 2773) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Puppis dempués de Naos (ζ Puppis), con una magnitú aparente de +2,71. Dacuando tamién ye conocida col nome de Ahadi. Ye una estrella binaria asitiada a unos 1100 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Puppis A ye una estrella superxigante naranxa de tipu espectral K3Ib. La so lluminosidá ye equivalente a 19.200 soles y el so radiu ye 290 vegaes el radiu solar, esto ye, 1,35 UA. La so masa ye unes 13 o 14 vegaes mayor que la masa solar, polo que va acabar los sos díes esplotando como supernova.
A pocu más d'un minutu d'arcu ye visible una compañera, Pi Puppis B. Ye una estrella de tipu espectral B9.5, con una masa de 2,5 mases solares. La separación mínima cola estrella principal ye de 20.000 UA, emplegando unos 700.000 años en completar la órbita.
Dambes estrelles formen parte del cúmulu abiertu Collinder 132. Les estrelles más brilloses del cúmulu, sacante Pi Puppis A, son nanes azules de tipu B2. Pi Puppis A ye la estrella más masiva del grupu y como tal evolucionó enantes y ye la primera que se tresformó en superxigante.
Pi Scorpii
Pi Scorpii (π Sco / 6 Scorpii / HD 143018 / HR 5944) ye una estrella de magnitú aparente +2,89 asitiada na constelación del Escorpión.
Anque'l so paralax asitiar a 460 años lluz del Sistema Solar, l'erru acomuñáu a la midida dexa que la distancia pueda ser de 520 años lluz; nesti postreru supuestu, Pi Scorpii formaría parte de l'Asociación Scorpius Cimera, subgrupu de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus.
Pi Scorpii ye una estrella binaria espectroscópica que les sos componentes mover a lo llargo d'una órbita circular que completen cada 1,5700925 díes.
Los dos son estrelles de la secuencia principal, de tipu espectral B1 V y B2 V, con una temperatura averada de 25.000 y 21.000 K respectivamente.
La más caliente ye 10.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol y 11 vegaes más masiva qu'ésti.
La so compañera, 3.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 9 mases solares.
Considerando 520 años lluz la distancia que nos dixebra d'ella —valor que meyor concuerda cola magnitú visual reparada—, la separación ente dambes estrelles ye namái de 0,071 UA, equivalente a 15 radios solares; cuidao que el radiu envaloráu pa caúna de les estrelles ye 5 y 4 vegaes más grande qu'el del Sol, les sos superficies han de tar bien próximes ente sigo.
Los sos período de rotación —de 1,8 ~ díes— concuerden con una rotación síncrona, onde dambes estrelles amuésense mutuamente la mesma cara.
Pi Scorpii constitúi una binaria eclipsante que'l so rellumu varia 0,03 magnitúes.
El sistema tamién inclúi una tenue estrella de magnitú +12,2 —probablemente una nana naranxa— que s'atopa a más de 8.000 UA de la brillosa binaria y emplega siquier 160.000 años en completar una órbita al so alredor.
De la mesma, esta estrella tien una compañera entá más tenue, dixebrada d'ella unes 90 UA.
Pi Sculptoris
Pi Sculptoris (π Scl) ye una estrella de la constelación de Sculptor.
Tien magnitú aparente +5,26 y alcuéntrase a 215 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi Sculptoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III.
Con una temperatura superficial ente 4640 y 4707 K, el so
lluminosidá equival a la de 43 soles.
Tien una masa un 52% mayor que la masa solar.
La midida del so diámetru angular en banda J —1,28 ± 0,02 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser unes 9 vegaes más grande qu'el diámetru solar, un tamañu comparable al de Pólux (β Geminorum) o al de Menkent (θ Centauri), dos de les xigantes naranxes más próximes a nós.
Pi Sculptoris amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([M/H] = -0,20).
Igualmente, la so bayura relativa de fierro correspuende a un 60% de la solar ([Fe/H] = -0,22). Elementos como níquel, titaniu y bariu siguen la mesma pauta ente que, otra manera, los conteníos de magnesiu y sodiu son asemeyaos a los del Sol.
Piénsase que Pi Sculptoris pue ser una estrella binaria, magar nada se sabe sobre'l so posible acompañante. 
Pi Serpentis
Pi Serpentis (π Ser / 44 Serpentis) ye una estrella na constelación de Serpens, asitiada na cabeza de la culiebra, Serpens Caput.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 179 años lluz del Sistema Solar.
Pi Serpentis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral A3V con una temperatura efectivo de 8830 K y una lluminosidá 38 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un diámetru ente 2,0 y 2,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 128 km/s, unes 64 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una masa 2,1 vegaes mayor que la masa solar y una edá envalorada de 300 millones d'años.
Al igual que n'otres estrelles asemeyaes como β Pictoris, Denébola (β Leonis) o δ Cassiopeiae, Pi Serpentis ta arrodiada por un discu circumestelar de polvu, detectáu pol observatoriu espacial IRAS.
La temperatura del polvu ye de 45 K, y el radiu del discu —considerando que los granos de polvu pórtense como un cuerpu negru— ye de 211 UA.
Pi Serpentis presenta una metalicidá considerablemente más alta que la solar ([Fe/H] = +0,38).
De 18 elementos evaluaos, namá'l zirconiu ye menos abondosu que nel Sol ([Zr/H] = -0,70), siendo'l restu sobreabundantes en rellación a los niveles solares.
Ente toos ellos destaquen el itriu y el sodiu, que los sos conteníos son, respectivamente, 11 y 28 vegaes más elevaos que les solares.
Pi Tauri
Pi Tauri (π Tau / 73 Tauri / HD 28100 / HR 1396) ye una estrella na constelación de Tauru de magnitú aparente +4,69.
Alcuéntrase a una distancia averada de 455 años lluz respectu al Sistema Solar.
Pi Tauri ye una xigante mariella de tipu espectral G7IIIa con una temperatura efectivo de 5011 K.
Anque asemeyáu a otres xigantes como Capella A (α Aurigae), Vindemiatrix (ε Virginis) o ο Tauri —esta postrera tamién en Tauru—, emite mayor cantidá de radiación que munches d'elles; asina, ye 4 vegaes más lluminosa que Capella A o Vindemiatrix, y 324 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Pi Tauri tien un radiu 30 vegaes más grande qu'el radiu solar, valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —1,55 milisegundos d'arcu—.
Al igual qu'otres xigantes, xira sobre sigo mesma amodo, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 4,96 km/s.
El so metalicidá ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,08).
Tien una masa casi 4 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en namái 170 millones d'años.
Pi Ursae Majoris
Pi Ursae Majoris (π UMa) puede referise a dos estrelles distintes na constelación del sietestrellu:
Pi1 Cygni
Pi1 Cygni ye una estrella de la constelación de Cisne, el so nome tradiccional ye Azelfafage.
Pi1 Cygni tien una magnitú aparente de 4,67 y pertenez a la clase espectral B3IV. Alcuéntrase a unos 1680 años lluz de la Tierra.
Pi1 Gruis
Pi1 Gruis (π Gru / 161 Gruis / HD 212087) ye una estrella variable na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente media +6,14. Comparte la denominación de Bayer «"Pi"» con π Gruis, magar dambes estrelles nun tán físicamente rellacionaes. Pi1 Gruis alcuéntrase a 498 años lluz del Sistema Solar.
Ye una variable semirregular que'l so rellumu varia ente magnitú +5,4 y +6,7 nun ciclu de 150 díes.
Xuntu a R Andromedae y R Cygni foi escoyida como unu de los prototipos de la clase espectral S
y ye una de les estrelles más brilloses d'esti grupu.
Puede tener un tamañu tan grande como 694 radios solares, equivalente a 3,2 UA, siendo la so magnitú absoluta bolométrica -5,75.
D'alcuerdu a la so posición nes diagrames color-color en infrarroxu, Pi1 Gruis entra dientro de la subclase C dientro de les estrelles intrínsecamente S, qu'inclúi a estrelles con una trupa envoltura circumestelar rica en oxíxenu. Coles mesmes, Pi1 Gruis ta clasificada como Y (emisión de silicatu) y SE (emisión de polvu de silicatu ricu n'oxíxenu).
Les observaciones d'espectroscopia y interferometría concuerden cola esistencia d'una fina envoltura de polvu alcontrada a una distancia de 14 vegaes el radiu estelar. Con una temperatura de 700 K, taría formada por partícules compuestes por un 70% de silicatu y un 30% de aluminiu amorfu. Puede esistir una segunda envoltura de HO+SiO a 1000 K estendiéndose dende la fotosfera de la estrella hasta 4,4 radios estelares.
Pi1 Gruis probablemente forma un sistema binariu con una nana mariella de tipu G0V y magnitú +10,9. Visualmente a 2,71 segundos d'arcu, nun se reparó variación na separación mientres más d'un sieglu.
Pi1 Orionis
Pi1 Orionis (π Ori / 7 Orionis / HD 31295) ye una estrella na constelación d'Orión. Comparte la denominación de Bayer Pi Orionis con otros cinco estrelles, siendo, con magnitú aparente +4,66, la menos brillosa ente elles. Alcuéntrase a 121 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi1 Orionis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V. La so temperatura superficial ye de 8651 K —anque otru autores señalen una temperatura 850 K más alta— y ye 26 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, Pi1 Orionis rota bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación igual o superior a 120 km/s, 60 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 2,7 vegaes más grande qu'el de la nuesa estrella.
Con una masa de casi 3 mases solares, Pi1 Orionis paez ser una nueva estrella de namái 10 millones d'años d'edá.
Tien una metalicidá bien baxa, suponiendo ésta menos del 20% de la que tien el Sol. 
Esibe un escesu nel infrarroxu a 20 y 70 μm, suxuriendo la presencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor; Vega (α Lyrae), Fomalhaut (α Piscis Austrini) y Denébola (β Leonis) son estrelles análogues que tamién se topen arrodiaes por un discu de similares carauterístiques.
Una estrella de magnitú +12,7, visualmente a 39 segundos d'arcu de Pi1 Orionis, pue tar físicamente rellacionada con ella.
Pi1 Pegasi
Pi1 Pegasi (π Pegasi / π Peg / 27 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +5,60.
Forma una doble óptica con Pi2 Pegasi, magar les dos estrelles nun tán gravitacionalmente xuníes. La distancia real ente elles ye de 31 años lluz (47.000 UA), pero muévense al traviés del espaciu en direcciones distintes y con velocidaes distintes, lo que refuga que formen un verdaderu sistema binariu.
Distante 283 años lluz del Sistema Solar, Pi1 Pegasi ye una xigante mariella de tipu espectral G6III con una temperatura efectivo de 4790 K. Relluma con una lluminosidá 51 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye 10 vegaes más grande qu'el del Sol.
Rota amodo, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 6 km/s, lo que da llugar a un llargu periodu de rotación que puede ser d'hasta 89 díes.
El so conteníu metálico ye claramente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,22.
Con una masa casi doble de la del Sol, Pi1 Pegasi ye una de les munches xigantes visibles nel cielu nocherniegu en que'l so interior tien llugar la fusión nuclear del heliu.
Pi1 Ursae Majoris
Pi1 Ursae Majoris (π UMa / 3 Ursae Majoris) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +5,65.
Recibe'l nome tradicional de Muscida, utilizáu tamién pa designar a Ómicron Ursae Majoris y Pi2 Ursae Majoris.
Asitiada a 46,8 años lluz del Sistema Solar, Pi1 Ursae Majoris forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Pi1 Ursae Majoris ye una nana mariella de tipu espectral G1.5Vb, en munchos aspeutos asemeyáu al nuesu Sol.
Con una temperatura efectivo de 5768 K, el so diámetru correspuende al 95% del diámetru solar. Una diferencia notable col Sol ye la so edá, envalorada en namái 240 millones d'años, lo que supón pocu más del 5% de la edá de la nuesa estrella.
Esibe una bayura relativa de fierro daqué inferior a la solar, en redol al 90% de la mesma.
Apaez catalogada como variable BY Draconis, clase de variables que les sos fluctuaciones acomuñar a la presencia de manches na so superficie o otru tipu d'actividá cromosférica.
Al igual qu'estrelles como HD 69830 o HD 76151, Pi1 Ursae Majoris amuesa un escesu nel infrarroxu a 30-34 μm y 70 μm, lo que suxure la esistencia d'un discu circumestelar de polvu al so alredor.
Observaciones col Telescopiu espacial Spitzer en llargor d'onda de 160 μm, imponen ciertes propiedaes físiques al discu, tales como una temperatura de más de 36 K y una masa inferior a 0,36 × 10 vegaes la masa de la Lluna.
Pi2 Gruis
Pi2 Gruis (π Gru) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla, de magnitú aparente +5,62.
Comparte la denominación de Bayer «"Pi"» con π Gruis, siendo la separación visual ente elles de 4 minutos d'arcu.
El par foi descritu como una estrella fondamente carmesí acompañada por otra daqué más brillosa —esta última Pi2 Gruis—, que paecen «dos pequeños discos apolazaos de cobre y plata vistos so un llume fuerte».
Pi2 Gruis ye una estrella binaria que la so componente primaria ye una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F3III-IV.
Con una temperatura efectivo de 6807 K, les sos carauterístiques son asemeyaes a les de χ Leonis o a les de 31 Cephei.
La so masa ye aprosimao un 53% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 1700 ± 200 millones d'años.
Presenta una metalicidá un 26% inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,13).
Coles mesmes, ye una estrella brillosa nel infrarroxu.
La estrella secundaria tien magnitú +11,3 y visualmente ta dixebrada 4,6 segundos d'arcu del so brillosu compañera, lo que correspuende a una separación proyeutada de 184 UA.
El sistema alcuéntrase a 130 años lluz del Sistema Solar.
Pi2 Pegasi
Pi2 Pegasi (π Pegasi / π Peg / 29 Pegasi) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,29.
Forma una doble óptica con Pi1 Pegasi, magar les dos estrelles nun tán gravitacionalmente amestaes. La distancia real ente elles ye de 31 años lluz (47.000 UA), pero mover pol espaciu en direcciones distintes y con velocidaes distintes, polo que se refuga que formen un verdaderu sistema binariu.
Distante 252 años lluz del Sistema Solar, Pi2 Pegasi ye una xigante mariella de tipu espectral F5III con una temperatura superficial de 6320 K. Relluma con una lluminosidá 92 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el so radiu ye 8 vegaes más grande qu'el del Sol. Con una masa de 2,5 mases solares, atopar nun estáu infrecuente dientro de la evolución estelar, con un nucleu inerte de heliu enantes d'empecipiar la fusión d'esti elementu. Coles mesmes, ye una estrella con envoltura, tando arrodiada por un discu circumestelar de materia. La so velocidá de rotación ye bien alzada pa una estrella xigante (145 km/s), implicando un periodu de rotación igual o inferior a 1,8 díes. Estes carauterístiques atípiques probablemente son consecuencia del so anterior estáu evolutivu, cuando inda yera una estrella de tipu B8 en rápida rotación, siendo'l discu actual el remanente del discu d'una estrella Be (como η Centauri). La so edá envalórase en 590 millones d'años.
Pi2 Ursae Majoris
Pi2 Ursae Majoris (π UMa), tamién conocida como 4 Ursae Majoris (4 UMa / HD 73108), ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +4,60. Recibe'l nome tradicional de Muscida, tamién utilizáu pa designar a Ómicron Ursae Majoris y Pi1 Ursae Majoris. Con esta última forma una doble óptica con una separación de 0,7º. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor de Pi2 Ursae Majoris.
Asitiada a 252 años lluz del Sistema Solar, Pi2 Ursae Majoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III más fría qu'el Sol, con una temperatura efectivo de 4415 K. Nes últimes fases de la so vida, relluma con una lluminosidá 127 vegaes mayor que la solar. El so diámetru ye 19,3 vegaes más grande qu'el del Sol. A diferencia d'otres estrelles con planetes que suelen tener una alta metalicidá, Pi2 Ursae Majoris presenta un conteníu en fierro en rellación al de hidróxenu de tan solo el 60% del que tien el Sol.
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, denomináu 4 Ursae Majoris b, per aciu l'analís de les velocidaes radiales. La so masa ye siquier 7,1 vegaes mayor que la de Xúpiter, moviéndose nuna órbita bien escéntrica (ε = 0,43) que fai que la separación al respective de la estrella varie ente 0,49 UA y 2,3 UA. El so periodu orbital ye de 269 díes.
Pi4 Orionis
Pi4 Orionis (π Ori / 3 Orionis / HD 30836) ye una estrella na constelación d'Orión. Comparte la denominación de Bayer "Pi" con otros cinco estrelles, siendo ente éstes la segunda más brillosa con magnitú aparente +3,67. Al igual qu'otres munches estrelles de la constelación —Bellatrix (γ Orionis) o Saiph (κ Orionis) ente elles— forma parte de la asociación estelar Orión OB1. Alcuéntrase a unos 1250 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi4 Orionis ye una binaria espectroscópica, esto ye, les componentes nun se pueden resolver con telescopiu. Los dos son estrelles calientes de 21.800 K de temperatura y tipu espectral B2, la primaria clasificada como xigante y la secundaria como subxigante. El periodu orbital del sistema ye de 9,519 díes y la lluminosidá conxunta del mesmu ye de 27.000 soles.
Asumiendo que la estrella xigante ye 1,5 vegaes más brillosa que la so compañera (valores típicos pa esta clase d'estrelles), les lluminosidaes respectives seríen 16.200 y 10.800 vegaes mayores que la solar, con unes mases en redol a 10 mases solares. Con estos parámetros resulta una separación ente les dos estrelles d'unes 0,25 UA. Los valores envaloraos de temperatura y lluminosidá suxuren qu'en realidá ambes pueden ser estrelles de la secuencia principal con una edá de menos de 20 millones d'años.
Pi5 Orionis
Pi5 Orionis (π Ori / 8 Orionis / HD 31237) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +3,72. Comparte la denominación de Bayer «"Pi"» con otros cinco estrelles, siendo la tercera más brillosa ente elles por detrás de Tabit (π Orionis) y π Orionis. Alcuéntrase aprosimao a 1340 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Pi5 Orionis ye una estrella binaria que la so componente principal ye una xigante azul de tipu espectral B3III. El so espectru revela que l'acompañante ye una estrella de la secuencia principal de tipu B0. El periodu orbital del sistema ye de namái 3,7004 díes y la órbita ta inclinada unos 70º respectu al planu del cielu. La separación ente les dos estrelles nun ye conocida, pero podría ser de namái unes poques centésimes d'UA.
La proximidá ente los dos componentes según la so velocidá de rotación —cimera a 90 km/s— fai que dambes estrelles nun tengan forma esférica sinón elipsoidal. Con una variación nel so rellumu de 0,07 magnitúes, Pi5Orionis constitúi una variable elipsoidal rotante asemeyáu a Espiga (α Virginis). Dicha variabilidá afayóse en 1917 al utilizar esta estrella como referencia mientres s'estudiaba la variabilidá de la binaria eclipsante λ Tauri.
Pismis 24-1
Pismis 24-1 ye un sistema estelar masivu na constelación d'Escorpión. Ye'l miembru más brillosu del cúmulu abiertu Pismis 24, asitiáu dientro de la nebulosa NGC 6357. Envalórase que la so distancia al Sistema Solar ye d'unos 2,5 kiloparsecs (daqué más de 8000 años lluz). Xuntu a Trumpler 14, Pismis 24-1 ye'l llugar cola mayor densidá d'estrelles «súper-masives» dientro de los 3 kiloparsecs más cercanos al Sol.
Pismis 24-1 ye cuandoquier una estrella binaria, como se reparó apocayá pola cámara ACS del Telescopiu espacial Hubble.
La primera de les componentes, Pismis 24-1SW (HD 319718A / CD-34 11671A / LSS 4142A), ye una estrella de magnitú aparente +10,43 y tipu O4 III(f+), anque apaez na base de datos SIMBAD como xigante azul de tipu espectral O7 III. La otra componente, Pismis 24-1NE (HD 319718B / CD-34 11671B / Pismis 24-17), ye igualmente una estrella azul de magnitú +11,4 y espectru O3.5 If* (catalogada como O3 III na base de datos SIMBAD). De la mesma, esta postrera ye una binaria espectroscópica, polo que'l sistema consta d'un mínimu de trés componentes. Primeramente pensóse que Pismis 24-1 yera una única estrella con una magnitú absoluta de -7,3 y una magnitú bolométrica de -11,8, polo que tuviera ente les estrelles más lluminoses de nuesa galaxa.
Les mases envaloraes pa la edad cero na secuencia principal son 96 ± 10 mases solares para Pismis 24-1SW, y 97 ± 10 mases solares pa Pismis 24-1NE. Entá siendo estrelles descomanadamente masives, estos valores topar por debaxo de la llende de 150 mases solares, consideráu la llende cimera de masa pa una estrella. Pueden tener una edá inferior a 1 millón d'años.
Pléyone (estrella)
Pléyone o Pleione (28 Tauri / HD 23862 / HR 1180) ye'l nome d'una estrella del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. Alcuéntrase a unos 440 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Como'l restu de les Pléyades, Pléyone ye una estrella de tipu espectral B y, xuntu con Asterope (21 Tauri), ye la menos caliente, siendo la so temperatura efectivo de 12.000 K. De tipu espectral B8Vpe, ye una estrella de la secuencia principal, a diferencia d'otres estrelles de les Pléyades que son xigantes o subxigantes. Ye 190 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 3,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una masa envalorada de 3,4 mases solares.
La principal peculiaridá de Pléyone ye la so espectru característicu, con emisiones de hidróxenu qu'apaecen en determinaes llonxitú d'onda, tando clasificada como una estrella Be. Estes emisiones provienen d'un aníu de gas qu'arrodia a la estrella, y que se rellaciona cola so alta velocidá de rotación de 329 km/s nel ecuador, 165 vegaes mayor que la del Sol. Coles mesmes, en ciclos de 17 y 34 años, la estrella pasa por fases d'estrella B normal, estrella Be y estrella Be con envoltura. Tou ello provoca cambeos irregulares nel so lluminosidá, tando catalogada como una variable del tipo Gamma Cassiopeiae. Recibe la denominación de variable BU Tauri, variando'l so rellumu ente magnitú aparente +4,77 y +5,50.
Polaris ye'l nome de la estrella α Ursae Minoris (α UMi, 1 UMi), la más brillosa de la constelación de la Osa Menor, con magnitú aparente +1,97. Tamién recibe'l nome de Estrella Polar o Estrella del Norte pola so cercanía al polu norte celeste.
El nome de Polaris provién del llatín Stella Polaris, lliteralmente «Estrella Polar». Dada la so proximidá al polu norte, la estrella recibió gran atención dende l'antigüedá; los navegantes griegu llamar Kynosoura o Cynosura, que'l so significáu ye «la cola del perru».
En China yera conocida con nomes diversos: Pih Keih, Ta Shin y Tien Hwang Ta ti, «el Gran Gobernante Imperial del Cielu».
Nel norte de la India recibía'l títulu de Grahadhara, «el sofitu de los planetes». Representaba a Dhruvá y l'astrónomu persa Al-Biruni señaló que na so dómina —en redol al añu 1000 e.C.— representaba al mesmu Dhruvá.
Yera oxetu de cultu, como tamién lo foi hasta apocayá pa los Mandeanos del Tigris y del baxu Éufrates.
En Damascu, recibía'l títulu de Mismar, «l'aguya» o «el clavu».
Por cuenta de la precesión de los equinoccios (pol movimientu de nutación de la Tierra), les estrelles nun permanecen realmente fixes na bóveda celeste. Por ello Polaris nun va ser siempres la estrella más cercana al polu norte, como tampoco lo foi nel pasáu. Polaris sigue averándose al nuesu polu norte celeste, pa dempués alloñar pasu ente pasu d'él, y al que va volver dientro d'un ciclu completu de precesión, dientro de 25.780 años. Otres estrelles, ente les que s'inclúin Thuban (α Draconis) y Vega (α Lyrae) fueron la estrella polar nel pasáu y volver a ser nel futuru.
P'alcontrar Polaris nel cielu, basta con enllargar la llinia que determinen les estrelles Merak y Dubhe (β y α Ursae Majoris, respectivamente), topando la Estrella Polar a una distancia equivalente a 5 vegaes la distancia de separación de les dos estrelles enantes mentaes.
L'equivalente de Polaris nel polu sur ye la estrella σ Octantis, llamada por ello Polaris Australis. Sicasí, al ser una estrella de quinta magnitú apenes visible a güeyu, na práctica utiliza la constelación de la Cruz del Sur p'alcontrar el polu sur celeste.
Polaris ye una superxigante mariella de tipu espectral F7Ib-II asitiada a 431 años lluz de la Tierra con una lluminosidá 2440 vegaes mayor que la solar. El so radiu ye 45 vegaes mayor qu'el radiu solar. Ye una variable pulsante cefeida que'l so rellumu fluctúa ente magnitú +1,86 y +2,13 nun periodu de 3,9696 díes; na actualidá (2010) les sos pulsaciones detuviéronse o son tan amenorgaes que nun pueden detectase.
Polaris forma un sistema estelar con dos estrelles acompañantes. La más brillosa d'elles, Polaris B, ye d'octava magnitú y ta asitiada a 18 segundos d'arcu; ye una estrella de la secuencia principal de tipu F3V que s'atopa siquier a 2400 UA de la estrella principal Polaris A. Más próxima a ésta última alcuéntrase la otra acompañante, Polaris C, primeramente afayada por espectroscopia y darréu resuelta per aciu el Telescopiu Espacial Hubble. Ye una nana mariella de tipu F7V que se mueve nuna órbita escéntrica a una distancia media de 17 UA al respective de Polaris A y que'l so periodu orbital ye de 29,6 años.
Polaris Australis
Polaris Australis ye'l nome propiu de la estrella Sigma Octantis (σ Oct / HD 177482), na constelación de Octans, «el octante». Recibe'l nome de "Polaris Australis" por ser la Estrella Polar del hemisferiu sur, l'equivalente a Polaris nel hemisferiu norte. Sicasí, a diferencia d'ésta, Polaris Australis ye una estrella tenue de magnitú aparente +5,42, apenes visible a simple vista. Ye por ello polo que, na práctica, utilízase la constelación de la Cruz del Sur p'alcontrar el polu sur celeste. A pocu más d'un grau del mesmu —llixeramente más distante que Polaris del polu norte—, por cuenta de la precesión de la Tierra, Polaris Australis alloñar del polu sur dende la so mínima separación acaecida nel añu 1872.
A 270 años lluz del Sistema Solar, Polaris Australis ta clasificada como una estrella xigante blanca de tipu espectral F0III, con una temperatura superficial de 7.460 K. La so velocidá de rotación, de más de 128 km/s, da como resultáu un periodu de rotación menor d'un día y mediu. Coles mesmes, con un radiu 3,8 vegaes mayor qu'el radiu solar y una lluminosidá 40 vegaes la del Sol, la estrella ye más una subxigante qu'una verdadera xigante. Destaca tamién la so alta metalicidá, un 80% mayor que la del Sol. Ye, amás, una variable pulsante del tipu Delta Scuti, con una variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes y un únicu periodu midíu de 2,3 hores.
Polaris Australis ye la estrella más tenue qu'apaez nuna bandera nacional, concretamente la de Brasil, simbolizando a la capital Brasilia.
Polis (estrella)
Polis (μ Sagittarii / μ Sgr / 13 Sagittarii) ye un sistema estelar de la constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,84. El so nome provién del idioma coptu y significa «potru». Xuntu a Kaus Borealis (λ Sagittarii) pue ser el "Anu-nin-tum" acadio, acomuñáu cola diosa Ishtar.
Polis ta clasificada tradicionalmente como una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B8Iap, pero la gran distancia que nos dixebra d'ella, siquier 3000 años lluz, fai difícil la so catalogación. La so pertenencia a la asociación estelar Sagittarius OB1 asitiar a unos 3600 años lluz del Sistema Solar. Considerando esta última distancia como la más precisa, los sos parámetros son: lluminosidá 180.000 vegaes mayor qu'el Sol, radio de 115 radios solares y masa de 23 mases solares. Dada la so enorme masa y el so estáu evolutivu, la so edá envalórase en namái 8 millones d'años.
Polis ye amás una estrella binaria eclipsante: cada 180,6 díes el so rellumu baxa 0,08 magnitúes cuando una estrella acompañante pasa per delantre de la estrella superxigante. Piénsase que l'acompañante ye una estrella de tipu B1.5V.
Cuatro estrelles más, llamaes Polis B, C, D y Y completen el sistema estelar. Dada la so gran distancia a Polis A non puede considerase que orbiten alredor d'un centru de mases común, una y bones el venceyu ye bien débil. En tabla inferior indíquense la magnitú y distancia a Polis A de caúna d'elles.
Pólux (estrella)
Pólux (β Gem / β Geminorum / 78 Geminorum) ye la estrella más brillosa de la constelación de Xéminis y la decimoséptima más brillosa del cielu nocherniegu. De magnitú aparente +1,15, ye de color coloráu anaranxáu. Xuntu a Cástor (α Geminorum) representa los dos ximielgos celestiales que dan nome a la constelación ("gemini" en llatín significa «los ximielgos»). En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta n'órbita alredor de Pólux.
Pa dalgunos el nome de Pólux significa «enforma vieno», yá que en astroloxía Pólux acomuñar con prosperidá y celebraciones con vinu. De forma más específica, Pólux fai referencia al hermanu inmortal de los Dioscuros, Pólux o Polideuco, fíu de Zeus y Leda.
La estrella tamién recibe'l nome árabe Al Ras al-Tau'am al-Mu'akhar (الرأس التؤام المؤخر), lliteralmente «la cabeza del segundu ximielgu».
En Babilonia determinaba la docena constelación eclíptica, "Mash-mashu-arkū", «el ximielgu oriental»; individualmente recibía'l títulu de "Mu-sir-kes-da", el xugu de la corralada».
En China denominen a esta estrella Yang, que na filosofía oriental ye una de los dos fuerces fundamentales, opuestes pero complementaries, que s'atopen en toles coses.
Al pie de Cástor forma la nakshatra (casona astrolóxica hindú) llamada Punarvasu nel calendariu astronómicu hindú.
Pólux ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb. Asitiada a 33,7 años lluz de distancia, ye la xigante naranxa más próxima al Sistema Solar. Con una temperatura superficial de 4770 K, el so radiu ye 9 o 10 vegaes más grande qu'el radiu solar. Incluyendo la enerxía radiada nel infrarroxu, la so lluminosidá, anque bien cimera a la del Sol —46 vegaes mayor—, ye baxa en comparanza a otres xigantes naranxes cercanes como Arturu (α Boötis) o Menkent (θ Centauri). La so lluminosidá y temperatura dexen envalorar una masa 1,8 vegaes mayor que la masa solar. Como estrella xigante que ye, nel so nucleu produz la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.
Pólux ye la estrella más brillosa a la que se-y afayó un planeta estrasolar. Este, denomináu Pólux b, tien una masa mínimo 2,9 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y describe una órbita casi circular a 1,69 ua de Pólux, siendo el so periodu orbital de 1,6 años. Dada la lluminosidá de la estrella central y la so distancia a la mesma, el planeta recibe 16 vegaes más radiación que la que recibe la Tierra del Sol.
Porrima
Porrima ye'l nome de la estrella γ Virginis (γ Vir / 29 Virginis), la segunda más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis), y la 122 más brillosa del cielu nocherniegu.
Alcuéntrase a 38,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Porrima, proveniente del llatín, alude a una diosa de la mitoloxía romana que xuntu a Postversa, yera una de los dos ayudantes de Carmenta, la diosa del partu y la profecía. Invocar por que previniera y protexera los partos normales, aquellos nos que'l ñácaru nacía de cabeza.
Nel sieglu II esta estrella yera conocida por Aulus Gellius como Prorsa y Prosa.
Na antigua Babilonia señalaba la decimonovena constelación eclíptica, Shur-mahrū-shirū, y a títulu individual yera llamada Kakkab Dan-nu, la Estrella del Héroe».
Porrima ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles de magnitú aparente +3,48 y +3,50 prácticamente idéntiques. Dambes son estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral F0V
Caúna d'elles tien una masa averada de 1,4 mases solares y l'edá del sistema envalórase en 1700 millones d'años.
A diferencia d'estrelles como'l Sol onde la fusión nuclear de hidróxenu en heliu produzse fundamentalmente pola cadena protón-protón, n'estrelles cola masa de Porrima A y B el ciclu CNO ye la fonte d'enerxía predominante.
El periodu orbital del sistema ye de 169 años y el planu orbital ta inclináu 31º respectu al planu del cielu.
Anque la separación media ente dambes ye de 43 UA —pocu más de la distancia esistente ente Plutón y el Sol—, l'alta escentricidá de la órbita fai qu'ésta bazcuye ente 5 y 81 UA.
El postreru periastru —mínima separación ente componentes— tuvo llugar en 2005.
Porrima foi una de les primeres estrelles dobles descubiertes. Un misioneru na India, de nome Richaud, afayó'l so duplicidá en 1689. William Herschel midió'l so ángulu de posición en 1781, y el so fíu, John Herschel, calculó'l so órbita en 1833. Hasta l'empiezu de la década de 1990 yera un oxetu fácil pa los astrónomos aficionaos, pero la distancia aparente del sistema foi menguando hasta l'añu 2005, a partir del cual vuelve aumentar.
PP Carinae
PP Carinae (PP Car / p Carinae / HD 91465 / HR 4140) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +3,36.
PP Carinae ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B4Vne.
Como otres estrelles análogues —vease λ Crucis—, rota a gran velocidá, con una velocidá de rotación de 285 km/s.
Esta rápida rotación aburuya la forma de la estrella, que nun ye esférica sinón elipsoidal. Arriendes d'ello, la temperatura superficial de la estrella resulta malo de definir yá que, debíu al escurecimientu gravitatoriu, la temperatura nos polos ye mayor que nel ecuador, fenómenu reparáu en Regulus A (α Leonis). Una vegada consideráu esti aspeutu, la temperatura efectivo de PP Carinae cifrar en 19.338 K.
PP Carinae tien una masa ente 7,1 y 7,7 vegaes la del Sol.
PP Virginis
PP Virginis (PP Vir / HD 122970 / HIP 68790) ye una estrella variable na constelación del Virgu. Tien magnitú aparente media +8,30 y alcuéntrase a 423 años lluz de distancia del Sistema Solar.
PP Virgnis ta catalogada como una estrella blancu-mariella de tipu espectral F0p, siendo'l so temperatura efectivo de 6930 K. Tien una lluminosidá 6,2 vegaes mayor que la lluminosidá solar y un radiu 1,9 vegaes más grande qu'el del Sol. Con una masa de 1,48 mases solares, la so edá envalórase en 1580 millones d'años.
PP Virginis ye una estrella químicamente peculiar, tando clasificada como una estrella Ap d'oscilaciones rápides (roAp), con carauterístiques asemeyaes a 10 Aquilae o a la Estrella de Przybylski. Ello ye que el comportamientu global de les pulsaciones na so atmósfera estelar ye bien similar al reparáu na Estrella de Przybylski. 
La velocidá de rotación proyeutada de PP Virginis ye distintu cuando se consideren les llinies espectrales d'elementos de tierres rares (3,5 km/s) o les de fierro (4,5 km/s). El periodu de rotación llográu de 3,877 díes, al pie de la baxa velocidá de rotación midida, suxure que la so exa de rotación debe de tar aprosimao empobináu escontra nós. 
Praecipua
Praecipua (46 Leonis Minoris / 46 LMi / HD 94264) ye una estrella de magnitú aparente +3,79 na pequeña constelación de Leo Minor. Ye la única estrella que, siendo conocida pola so denominación de Flamsteed —escarez de lletra griega—, ocupa'l primer puestu por rellumu dientro de la so constelación. Praecipua ye un nome relativamente modernu y provién del términu en llatín que significa «xefe» o «primero», aludiendo a la so condición d'estrella más brillosa. Alcuéntrase a 98 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Praecipua ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura superficial de 4690 K. La midida directa del so diámetru angular per aciu interferometría —0,00254 segundos d'arcu— da como resultáu un radiu 8,2 vegaes más grande qu'el del Sol, per debaxo de la media de les estrelles xigantes. La so lluminosidá ye 32 vegaes mayor que la lluminosidá solar y la so masa envalorada ye un 50% mayor que la del Sol.
Tien un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,12.
Praecipua ye una posible estrella variable —recibe la denominación de variable provisonal NSV 4999— con una pequeña variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes.
Princess Alexia
Princess Alexia ye una estrella que s'atopa nel sector del Cúmulu globular M2 o Messier 2, ente la constelación d'Acuariu, la de Equuleus y la del Aquila. Les sos coordenaes esactes són ascensión reuta 21h 7min 43.1s y declinación -4º 37′ 49.6″. El so visibilidá ye óptima a entamu de setiembre. Pal so localitzación encamienta emponer pola situación de Beta Aquarii. El so nome foi rexistráu na Intergalactic Star Database col númberu ISD 0001940.
Procyon (estrella)
Procyon o Proción (Alfa Canis Minoris / α CMi / 10 Canis Minoris) ye la estrella más brillosa na constelación del Can Menor con magnitú aparente +0,50 y la nel cielu nocherniegu.
Ye una estrella binaria; la estrella principal (Procyon A) tien una débil nana blanca de compañera (Procyon B).
El sistema ye unu de los más al nuesu Sistema Solar, a namái 3,5 pársecs o 11,41 años lluz.
Les sos vecines más próximes son la Estrella de Luyten y Ross 614, respectivamente a 1,11 y 4,2 años lluz.
El nome de Procyon provién del griegu "προκύον", (Prokyōn), que significa «antes del perru», yá que preciede a la Estrella del perru» —Siriu (α Canis Majoris)— na so apaición anque, puramente falando, esto namái asocede nes llatitúes septentrionales de la Tierra.
Otru títulu que recibe esta estrella, Antecanis —o les sos variantes "Anticanis" o "Antecursor"—, ye la traducción al llatín de la mesma palabra.
Estos dos «estrelles del perru» apaecen na más antigua lliteratura de los babilonios y los exipcios, quien inclusive les veneraron.
Nes Tables Alfonsíes apaez como "Aschere", "Aschemie" y Algomeysa —esti últimu nome inda utilizáu dacuando—, ente que Ulugh Beg designar como "Al Shiʽrā al Shāmiyyah", embrivíu como "Al Shāmiyyah".
En China ye conocida como Nan Ho, «el ríu del sur», que tamién inclúi a Gomeisa (β Canis Minoris) y η Eta Canis Minoris.
Procyon A ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F5IV-V con una temperatura superficial de 6530 K. La so lluminosidá, 7 vegaes mayor que la del Sol, indica que ye una subxigante que ta terminando de fundir el hidróxenu del so nucleu en heliu y empezó a espandise.
El so radiu actual ye 2,1 vegaes más grande qu'el radiu solar; sicasí, nun tiempu futuru —dientro de 10 - 100 millones d'años— Procyon A va enchese hasta algamar un diámetru ente 80 y 150 vegaes el so diámetru actual y va apaecer colorada o naranxa debíu al enfriamientu de la so superficie.
Piénsase que'l Sol va pasar pol mesmu procesu dempués d'abandonar la secuencia principal.
A fines de xunu de 2004, el telescopiu espacial MOST completó una investigación de 32 díes de Procyon A col fin de confirmar les oscilaciones nel so rellumu reparaes dende la Tierra.
Otra manera, observaciones fotométriques llevaes a cabu col satélite Wide Field Infrared Explorer (WIRE) ente 1999 y 2000 paecen tar acordies coles observaciones feches dende la Tierra.
La compañera de Procyon ye, al igual que Siriu B, una nana blanca, tal como s'infirió de datos astrométricos muncho primero de que fuera reparada. Magar el so órbita conocíase yá en 1861, nun foi visualmente confirmada hasta 1896. Esta nana ye entá más malo de reparar dende la Tierra que Siriu B —la so magnitú aparente ye +10,82—, por cuenta de la mayor diferencia de magnitúes y a la menor separación angular ente estrella primaria y secundaria.
La separación media ente los dos componentes ye de 15,0 unidaes astronómiques, daqué inferior a la distancia esistente ente Uranu y el Sol.
Sicasí, la escentricidá de la órbita fai que la separación varie ente 8,9 y 21,0 UA a lo llargo del so periodu orbital de 40,8 años.
Con una masa de 0,6 mases solares, Procyon B ye considerablemente menos masiva que Siriu B; sicasí, el so diámetru, envaloráu nunos 8600 km, ye mayor qu'el de Siriu B (unos 5800 km). Con una temperatura superficial de 7740 K, ye muncho más fría que Siriu B, testimoniu de la so menor masa y mayor edá.
Propus
Propus puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Xéminis:
Proxima Centauri
Proxima Centauri (del llatín "proximus, -a, -um": «siguiente a» o «cercana a») ye una estrella nana colorada de 11ª magnitú aparente asitiada a aprosimao 4,22 años lluz (1,295 pársecs) de la Tierra, na constelación de Centaurus y posiblemente perteneciente al sistema de Alfa Centauri. Descubierta en 1915 por Robert Innes, direutor del Observatoriu Union de Sudáfrica, ye la estrella al Sol, anque la so intensidá llumínica ye demasiáu débil pa ser reparada ensin preseos astronómicos. La so distancia coles estrelles que formen el sistema binariu Alfa Centauri ye de 15.000 ± 700 unidaes astronómiques [UA] (0,237 ± 0,011 años lluz). Proxima Centauri puede formar parte d'un sistema estelar triple con Alfa Centauri A y B, pero esti estremu nun foi confirmáu.
Por cuenta de la proximidá d'esta estrella, la so diámetru angular puede midise directamente, y foi calculáu nun séptimu del diámetru solar.
La masa de Proxima Centauri ye aprosimao un octavu de la del Sol, y el so densidá ye unes 40 vegaes mayor. Anque tien una lluminosidá media bien baxa, Proxima ye una estrella acandilante que sufre espectaculares aumentos aleatorios de rellumu por cuenta de la actividá magnética.
El campu magnéticu de la estrella ye creáu por conveición en tol cuerpu estelar, y l'actividá de rellumos resultante xenera una emisión de rayos X total similar a la producida pol Sol. L'amiestu del combustible» nel nucleu de Proxima Centauri al traviés de la conveición y la tasa de producción d'enerxía relativamente baxa de la estrella suxuren que va ser una estrella de secuencia principal, mientres otros cuatro billones d'años, o casi 300 vegaes l'actual edá del universu.
La busca d'otros oxetos estelares n'órbita de Proxima Centauri foi infructuosa, refugando la presencia de nanes marrones y planetes supermasivos. Los estudios del so velocidá radial con precisión tamién refugaron la presencia de Súper-Tierres dientro de la zona habitable de la estrella. La detección d'oxetos más pequeños va riquir l'usu de nuevos preseos, como'l Telescopiu Espacial James Webb. Yá que Proxima Centauri ye una nana colorada y una estrella acandilante, alderícase si un planeta orbitando esta estrella podría allugar vida. Sicasí, por cuenta de la proximidá de la estrella a la Tierra, propúnxose como un destín pa los viaxes interestelares.
En 1915 l'astrónomu Robert Innes, direutor del Observatoriu Union en Johannesburgu (Sudáfrica), afayó que Proxima Centauri compartía'l mesmu movimientu propiu que Alfa Centauri. Innes suxurió amás el nome de "Proxima Centauri" pa la estrella. En 1917, nel Real Observatoriu del Cabu, de Ciudá del Cabu, l'astrónomu holandés Joan Voûte midió la distancia per aciu la paralax trigonométrica y determinó que la distancia de Proxima Centauri al Sol yera de 4,22 años lluz. Llueu se vio que Proxima Centauri yera bien pocu lluminosa, una de les estrelles con menor lluminosidá conocíes entós daquella. La primer determinación precisa de la paralax de Proxima Centauri foi realizada pol astrónomu estaunidense Harold l. Alden en 1928, que confirmó les resultancies anteriores con una paralax de segundos d'arcu.
En 1951, Harlow Shapley anunció que Proxima Centauri yera una estrella acandilante. Los exames fechos en series de fotografíes tomaes enantes amosaron que la estrella presentaba variaciones na so lluminosidá d'alredor del 8%, faciendo d'esta estrella la más activa ente les estrelles acandilantes afayaes hasta la fecha.
La proximidá de la estrella dexa la observación detallada de la so actividá acandilante. En 1980, el Observatoriu Einstein produció una detallada curva d'enerxía de rayos X d'un rellumu estelar de Proxima Centauri. Otres observaciones de los rellumos facer colos satélites Exosat y ROSAT, ente qu'emisiones menores de rayos X, similares a rellumos solares, fueron reparaos pol satélite xaponés ASCA en 1995. Proxima Centauri dende entós foi oxetu d'estudiu pola mayoría los observatorios de rayos X, incluyendo XMM-Newton y Chandra.
Por cuenta de la declinación escontra'l sur de Proxima Centauri, namái puede vese al sur de los 27° N de llatitú.
Les nanes coloraes como Proxima son demasiáu tenues pa ser reparaes a güeyu; inclusive dende Alfa Centauri A y B, Proxima namái sería observable como una estrella de quinta magnitú. Tien una magnitú visual aparente de 11, polo que se precisa un telescopiu con una apertura de siquier 8 cm pa ser reparada, inclusive en condiciones de visualización ideal.
Proxima Centauri ye una nana colorada —lo qu'implica que ta na secuencia principal nel diagrama de Hertzsprung–Russell— de tipu espectral ye M5.5.
La so magnitú absoluta, o la so magnitú visual dende una distancia de 10 pársecs, ye +15,5. 
Catalogada como una estrella acandilante cola denominación de variable V645 Centauri, amuesa variaciones aleatories de lluminosidá debíu en parte a la so actividá magnética. Tien una masa equivalente a una octava parte de la masa solar y, poro, ye una estrella de bien baxa lluminosidá.
La so lluminosidá total en tol espectru electromagnéticu equival a un 0,17% de la del Sol, pero cuando la repara nes llonxitúes d'onda de la lluz visible, nes que'l güeyu ye más sensible, la so lluminosidá cai hasta'l 0,0056% de la lluminosidá solar, cuidao que más del 85% de la so enerxía irradiar en llonxitúes d'onda correspondientes al infrarroxu.
Como Proxima Centauri ye la estrella más cercana al Sistema Solar, deduzse que nun hai nanes coloraes que puedan trate a güeyu. Inclusive dende les cercanes Alfa Centauri A y B, apenes se vería como una estrella de magnitú 5.
Considerando la paralax de 772,3 ± 2,4 milisegundos d'arcu midida pol satélite Hipparcos (y la paralax más precisa determinada pol telescopiu espacial Hubble de 768,7 ± 0,3 milisegundos d'arcu), Proxima Centauri atopar con casi toa certidume a una distancia de 4,2 años lluz de distancia de la Tierra, o lo que ye lo mesmo, ta 270.000 vegaes más alloñada que'l Sol. Nes sos cercaníes atópense Alfa Centauri A y B (a 0,21 años lluz), el Sol, la Estrella de Barnard (a 6,6 años lluz) y Ross 154 (a 8,1 años lluz). Vista dende la Tierra, Proxima ta dixebrada 2,2° d'Alfa Centauri, lo qu'equival a 4 vegaes el diámetru angular de la lluna llena.
Ente les estrelles conocíes, Proxima Centauri foi la estrella más cercana al Sol mientres siquier 32.000 años y va ser asina mientres siquier otros 9.000 años, cuando va ser reemplazada pola Estrella de Barnard. Proxima Centauri tien un movimientu propiu relativamente grande, moviéndose cerca de 3,85 segundos d'arcu per añu nel cielu.
Nel añu 2002 el Very Large Telescope (VLT) utilizó interferometría óptica pa midir el diámetru angular de Proxima Centauri, que resultó ser de 1,02 ± 0,08 milisegundos d'arcu. Como la distancia a la que s'atopa ye bien conocida, pudo calculase'l radiu de Proxima Centauri, llográndose'l valor de 1/7 del radiu solar o 1,5 vegaes el de Xúpiter.
Por cuenta de la so relativa baxa masa, l'interior de la estrella ye dafechu convectivo, lo que significa que la enerxía ye tresferida al esterior pol movimientu físicu del afigura y non por radiación. La conveición ta acomuñada cola xeneración y almacenamientu d'un campu magnéticu. La enerxía magnética d'esti campu sale a la superficie per aciu erupciones solares qu'amonten por momentos la lluminosidá de la estrella. Estos fogarales tienen enerxía abonda como pa radiar rayos X, y de fechu la so lluminosidá nesi rangu ye equivalente a la del Sol.
Por causa de los procesos d'amiestu del combustible nuclear que se producen nel so nucleu y a la relativamente baxa tasa de producción d'enerxía que tien, Proxima va permanecer na secuencia principal mientres 4 × 10 años (unes 300 vegaes la edá actual del Universu).
La busca de compañeros subestelares orbitando en redol a Proxima Centauri nun tuvo ésitu hasta la fecha, refugando la presencia de nanes marrones y planetes supermasivos. Midíes de precisión de la so velocidá radial tamién refugaron la presencia de «Supertierras» dientro de la zona d'habitabilidá de la estrella. La detección d'oxetos menores va riquir l'usu de nuevos equipos; por ello, Proxima Centauri, al pie de Alfa Centauri A y B, ta ente los oxetivos del Grupu 1» de la NASA na misión denominada Space Interferometry Mission (SIM). En teoría, SIM va ser capaz de detectar planetes tan pequeños como tres veces la masa de la Tierra.
La presencia d'un planeta masivu en redol a Proxima Centauri produciría un desplazamientu de la estrella a lo llargo de la órbita. Si'l planu orbital ta inclináu al respective de la llinia de visión dende la Tierra, dichu desplazamientu produciría cambeos na velocidá radial, qu'hasta'l momentu nun fueron detectaos. Ello constriñe de forma significativa la masa máximo del posible oxetu acompañante.
Yá dende'l so descubrimientu, suxurióse que Proxima Centauri yera una verdadera componente del sistema estelar Alfa Centauri. A una distancia d'apenes 0,21 años lluz o 15.000 ± 700 UA, Proxima Centauri puede orbitar alredor d'Alfa Centauri con un periodu orbital de 500.000 años o más. Por ello, recibe tamién el nome de Alfa Centauri C. Estimaciones modernes, teniendo en cuenta la pequeña diverxencia ente les velocidaes relatives de les estrelles, suxuren que la posibilidá de que l'alliniación reparada sía simple coincidencia ye d'aprosimao una ente un millón.
Los trabayos más recién, que combinen datos del satélite Hipparcos con observaciones realizaes dende la Tierra, son coherentes cola hipótesis de que los trés estrelles tán venceyaes ente sigo. Nesti casu, Proxima toparíase anguaño cerca del apoastru (máxima separación respeutu al par interior AB). Sicasí, precísense midíes más precises de la velocidá radial pa confirmar esta conclusión.
Suxurióse que Proxima Centauri ye'l destín más lóxicu pa un primera viaxe interestelar, pero, por ser una estrella acandilante, posiblemente nun sía bien hospitalaria. Entá asina, suponiendo una velocidá de viaxe de 40 km/s (frente a los 11 km/s del Apolo 10) l'home tardaría en llegar ellí aprosimao unos 32.000 años.
Psi Aquarii
Psi Aquarii puede referise a trés estrelles distintes na constelación d'Acuariu:
Psi Aurigae
La denominación de Bayer Psi Aurigae (ψ Aur / ψ Aurigae) ye compartida por diez sistemes estelares distintos que s'atopen na constelación d'Auriga cerca de la llende con Llobu cerval:
Psi Bootis
Psi Bootis (ψ Boo / 43 Bootis) ye una estrella na constelación de Boötes. 
De magnitú aparente +4,52, alcuéntrase a 246 años lluz del Sistema Solar.
Na tradición astronómica árabe, Psi Bootis recibe'l nome de Aulanáthlat. Esta estrella que xunto con otra estrella del brazu derechu del boyero que bien probablemente sía la brillosa Izar (Épsilon (ε) Bootis) fueron denominaes como "les pequeñes" (Al Aulād al Nadhlāt) refiriéndose a los cachorritos más pequeños del asterísmo de Les hienes.
"Les hienes" formar les estrelles más brilloses del sector cimeru de Boyero: Nekkar (Beta (β) Bootis), Seginus (Gamma (γ) Bootis), Princeps (Delta (δ) Bootis) y Alkalurops (Mu (μ) Bootis).
Psi Bootis ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4315 ± 4 K.
Ye 106 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo la so lluminosidá la metá de la d'Arturu (α Bootis) y una cuarta parte de la d'Izar A (ε Bootis), dambes xigantes naranxes nesta mesma constelación.
Tien un diámetru 20 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira amodo sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,6 km/s.
Presenta un conteníu metálico notablemente inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,35.
Psi Bootis muévese al traviés de la Vía Lláctea con una velocidá relativa respectu al Sol de 68,1 km/s, daqué más alzada que la media de les estrelles de la redolada solar.
La so órbita galáctica ye relativamente escéntrica (y = 0,34) en comparanza a la órbita del Sol (y = 0,16).
Psi Cancri
Psi Cancri (ψ Cnc / 14 Cancri / HD 67767 / HR 3191) ye una estrella na constelación de Cáncer —el cámbaru— de magnitú aparente +5,73. Alcuéntrase a 137 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Anque Psi Cancri apaez catalogada con tipu espectral G7V en diverses bases de datos, el so tamañu y lluminosidá indiquen que se trata d'una estrella más evolucionada, figurando como subxigante G8IV en diversos estudios.
El so diámetru, más de 3 vegaes más grande qu'el del Sol, según la so lluminosidá, 9 vegaes mayor que la lluminosidá solar, refugar como estrella de la secuencia principal. 
Con una temperatura efectivo ente 5232 y 5262 K, tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— comparable a la solar.
Itriu y escandiu son los elementos que, comparativamente col Sol, alcuéntrase en menor proporción.
Psi Cancri xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 3,1 km/s.
Anque más masiva que'l Sol, nun esiste alcuerdu sobre la so masa; un estudiu señala un valor de 1,64 mases solares, ente qu'otru establez la cifra de 3,3 mases solares, claramente cimeru. Daqué paecencia asocede cola so edá, entendida ente 1950 y 2700 millones d'años.
Psi Capricorni
Psi Capricorni (ψ Cap / 16 Capricorni / HD 197692) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +4,14. Dacuando recibe'l nome de Pazan o Pazhan, procedente del persa پاژن, que'l so significáu ye «cabra montesa xavaz».
En China yera conocida como Yue, un hachu de guerra.
Asitiada a 47,8 años lluz del Sistema Solar, Psi Capricorni ye una estrella de la secuencia principal de tipu F5V, que como'l Sol, llogra la so enerxía de la fusión nuclear del hidróxenu. Con una temperatura superficial de 6577 K, ye unos 800 K más caliente que'l Sol. Les sos carauterístiques físiques son bien similares a les de les componentes de Diadem (α Comae Berenices) o a les de θ Sculptoris. Tien una lluminosidá 4 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu un 50% mayor qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 41 km/s, considerablemente mayor que la del Sol, d'aprosimao 2 km/s. Tien una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,03). La so masa ye un 33% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá nunos 1400 millones d'años.
Estes carauterístiques y la so relativa proximidá a la Tierra fixeron que Psi Capricorni figure ente los oxetivos del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Psi Centauri
Psi Centauri (ψ Centauri / ψ Cen / HD 125473 / HR 5367) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +4,05.
Alcuéntrase a 247 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral A0IV, Psi Centauri ye una binaria eclipsante que la so duplicidá afayóse pol satélite WIRE en 2006.
Esiste un amenorgamientu de rellumu de 0,26 magnitúes nel eclís primariu y 0,16 nel secundariu, siendo esti postreru un eclís total.
El periodu orbital del sistema ye de 38,82 díes y la órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,55).
Los dos componentes de Psi Centauri son bien distintes. La primaria tien una temperatura efectivo de 10.450 K y ye 126 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu de 3,7 radios solares y una masa 3,1 vegaes mayor que la del Sol.
Paez ser una estrella de tipu B9 y esiste evidencia de que ye una estrella variable pulsante.
El so acompañante ye más fría —8.800 K— y relluma con una lluminosidá 21 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 1,8 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 2 mases solares, parámetros que correspuenden a una estrella de tipu A2.
Pa una metalicidá similar a la del Sol, la edá del sistema sería de 290 millones d'años.
Psi Draconis
Psi Draconis o Dziban (ψ¹ Dra, ψ¹ Draconis) ye una estrella de la constelación del Dragón. El so nome tradicional Dziban, procedente del árabe Adh-Dhi'ban, significa "Los dos llobos" o "Los dos chacales". Abarrúntase que ye la componente principal d'un sistema binariu que la so acompañante ye una nana marrón.
En chinu, esta estella ye denominada 女史, Pinyin: Nǚshǐ, que significa "Protocolu femenín" por cuenta de que esta estrella definir por sigo mesma como'l asterismo del mesmu nome. 女史 (Nǚshǐ) occidentalizada como Niu She por R.H. Allen, col significáu de "El Palaciu del Gobernante", o "La muyer lletrada"
L'equipu del centru d'investigación planetaria Okayama de Xapón publicó un artículu na prensa a finales de 2008 informando que se repararon variaciones na velocidá radial d'esta estrella, lo que demuestra que pue tar acompañada por una componente subestelar tipu nana marrón. El compañeru subestelar invisible podría tener una masa equivalente a 50 vegaes la masa de Jupiter con un periodu orbital de 8.77 años. Estos datos entá nun fueron totalmente confirmaos.
Psi Fornacis
Psi Fornacis (ψ For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +5,94.
Alcuéntrase a 191 años lluz y tuvo el so máximu acercamientu al Sistema Solar fai 1,4 millones d'años, cuando'l so rellumu algamó magnitú +4,74 a una distancia de 110 años lluz.
Psi Fornacis ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F6IV, enantes clasificada como F5V.
D'asemeyaes carauterístiques a Metallah (α Trianguli), la so temperatura efectivo ye de 6549 K.
Ye un 50% más masiva qu'el Sol y nun paez haber consensu tocantes a la so edá, tando ésta entendida ente 1500 y 5780 millones d'años.
Tocantes a el so tamañu, tien un diámetru 2,71 vegaes más grande qu'el diámetru solar, lo que denota el so calter de subxigante.
La so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— ye de 21 km/s.
Psi Fornacis tien un delidiáu metálicu comparable a la solar ([Fe/H] = +0,03) pero presenta una bayura relativa de litiu daqué más alta que la del Sol (A(Li) = 2,15).
Psi Ophiuchi
Psi Ophiuchi (ψ Ophiuchi / 4 Ophiuchi / HD 147700) ye una estrella na constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +4,49.
Alcontrar a 1,5º de la eclíptica, la llinia aparente trazada pol Sol nel firmamentu a midida que la Tierra muévese alredor d'él.
Psi Ophiuchi ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura ente 4775 y 4840 K.
Tien un radiu 12 vegaes más grande qu'el radiu solar, siendo 66 vecs más lluminosa que'l Sol.
Ye una estrella non bien distinta a Cebalrai (β Ophiuchi) o κ Ophiuchi, nesta mesma constelación.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 1,72 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye menor que la solar nun 22%; otra manera, la rellación ente los conteníos de bariu y fierro ye notablemente cimeru a la del Sol ([Ba/Fe] = +0,24).
La so masa envalórase ente 1,94 y 2,35 mases solares y tien una edá averada de 776 millones d'años.
Alcuéntrase a 178 años lluz del Sistema Solar.
Psi Pegasi
Psi Pegasi (ψ Peg / 84 Pegasi / HD 224427) ye una estrella na constelación de Pegasu asitiada a 438 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Psi Pegasi ye una xigante colorada, una de les poques estrelles d'esta clase observables a simple vista; Gacrux (γ Crucis) y Mirach (β Andromedae) son les más brilloses ente elles.
De tipu espectral M3III, Psi Pegasi ye una estrella fría con una temperatura efectivo de 3475 K.
El so diámetru angular, en banda K, ye de 6,40 milisegundos d'arcu,
que correspuende a un diámetru real 121 vegaes más grande qu'el del Sol.
Si tuviera asitiada nel centru del nuesu Sistema Solar, el so radiu estiéndese hasta cerca del 80% de la órbita del planeta Venus.
Psi Pegasi ye una estrella binaria que la so acompañante, separada visualmente 0,17 segundos d'arcu, orbita a una distancia media de 30 UA. El periodu orbital del sistema ye de 55,6 ± 11,31 años. La masa total del sistema ta entendida ente 2 y 3,8 mases solares.
Psi Phoenicis
Psi Phoenicis (ψ Phe / HD 11695 / HR 555) ye una estrella na constelación de Fénix. Alcuéntrase a unos 321 años lluz del Sistema Solar.
Psi Phoenicis ye una xigante colorada de tipu espectral M4III
con una temperatura superficial de 3415 ± 87 K.
De magnitú aparente media +4,44, ye una de les poques xigantes coloraes que pueden reparase a simple vista, al igual que γ Phoenicis, daqué más brillosa y nesta mesma constelación.
La midida del so diámetru angular —considerando'l escurecimientu de llimbu— ye de 8,7 ± 0,3 milisegundos d'arcu.
Esti valor correspuende a un diámetru estelar 85 vegaes más grande qu'el del Sol, igual a 0,40 UA, aprosimao la distancia esistente ente Mercuriu y el Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 2,5 y 3,9 km/s.
La so lluminosidá ye 882 vegaes superior a la lluminosidá solar y la so masa envalórase en 0,85 mases solares.
Al igual qu'otres xigantes coloraes, Psi Phoenicis ye una estrella variable.
Psi Serpentis
Psi Serpentis (ψ Ser / 23 Serpentis / HD 140538) ye una estrella de magnitú aparente +5,88 asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—, dientro de la constelación de Serpens.
Asitiada a 47,9 años lluz del Sistema Solar, Psi Serpentis ye una nana mariella de tipu espectral G2.5V —catalogada tamién como G5V— que les sos carauterístiques asemeyaes a la del Sol convertir nun análoga solar.
Con una temperatura efectivo de 5691 K, la so lluminosidá correspuende al 89% de la lluminosidá solar.
La edá de Psi Serpentis ye imprecisa, tando asitiada dientro del ampliu rangu que va de 2300 a 9100 millones d'años; un estudiu señala 2800 millones d'años como la so edá más probable, polo que puede ser una estrella significativamente más nueva que'l Sol. 
El so metalicidá ye bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Diversos elementos evaluaos, tales como sodiu, siliciu, titaniu y níquel, presenten niveles bien asemeyaos a los de la nuesa estrella.
Psi Serpentis forma un sistema binariu con una tenue compañera de magnitú 12.
La separación visual ente elles ye de 4,2 segundos d'arcu, lo qu'implica una separación real de siquier 61 UA.
Psi Ursae Majoris
Psi Ursae Majoris (ψ UMa / 52 Ursae Majoris / HD 96833) ye una estrella de magnitú aparente +3,01, la séptima más brillosa na constelación del sietestrellu. Dacuando recibe'l nome Ta Tsun, d'orixe chinu, que supuestamente significa "la gran jarra de vinu". Alcuéntrase a 147 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Psi Ursae Majoris ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III. Tien una temperatura de 4545 K y una lluminosidá 170 vegaes mayor que la del Sol, una gran parte de la so lluz proveniente de la zona infrarroxa del espectru. A partir d'estos valores puede deducise el so radiu, 21 vegaes mayor qu'el radiu solar, que concuerda col valor llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —20 radios solares—.
Al igual qu'otres estrelles xigantes, Psi Ursae Majoris xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación nel so ecuador de 1,1 km/s —la metá de la del Sol—, siendo este la llende inferior. Considerando'l so exa de rotación perpendicular a la llinia de visión, precisa 2,6 años pa completar una vuelta. Tien una metalicidá similar a la solar. Empezó la so vida hece unos 300 millones d'años como una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu B7 y va rematar los sos díes como una nana blanca masiva d'unes 0,7 mases solares.
Psi Velorum
Psi Velorum (ψ Vel / HD 82434 / HR 3786) ye una estrella de la constelación Vela (la vela del navío Argo), la octava más brillosa de la mesma con magnitú aparente +3,6. Alcuéntrase a 60,5 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Psi Velorum ye un sistema binariu formáu por dos estrelles blancu-marielles de tipu espectral F, non bien distintu a Porrima (γ Virginis) o Diadem (α Comae Berenices). Sicasí, a diferencia d'estos dos sistemes que les sos componentes son prácticamente iguales, Psi Velorum A —la componente principal— tien magnitú aparente +4,1 ente que Psi Velorum B tien magnitú +4,6. Ente que Psi Velorum A ta clasificada como subxigante de tipu F2IV o F3IV, Psi Velorum B apaez catalogada bien como subxigante de tipu F0IV o bien como estrella de la secuencia principal de tipu F0V, implicando que nel so interior inda tien llugar la fusión del hidróxenu como nel Sol. La componente A tien una temperatura efectivo de 7130 K, ente que la componente B, más caliente, tien una temperatura de 7400 K. Caúna con una masa envalorada 1,5 vegaes la masa solar, en realidá ye posible que dambes sían estrelles de la secuencia principal. Amás, Psi Velorum B puede ser una estrella variable con una variación de rellumu de 0,6 magnitúes.
Visualmente separaes 0,68 segundos d'arcu, el periodu orbital del sistema ye de 33,99 años. La separación media real de les dos estrelles ye de 16 UA, teniendo llugar el periastru (mínima separación) nel añu 2037.
Psi Virginis
Psi Virginis (ψ Vir / 40 Virginis / HD 112142) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,79.
Xuntu a χ Virginis yera conocida en China como Tsin Teen.
Alcuéntrase a una distancia averada de 417 años lluz del Sistema Solar.
Psi Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M3III, una de les xigantes d'esta clase visibles a simple vista, que la so temperatura superficial ye de namái 3525 K. La so lluminosidá equival a 1500 soles, ente que el so radiu ye 119 vegaes más grande qu'el radiu solar o, lo que ye lo mesmo, 0,55 UA, daqué más de la metá de la distancia esistente ente la Tierra y el Sol.
Amuesa un conteníu metálico inferior a la solar ([Fe/H] = -0,10).
Psi Virginis ye una estrella pulsante, catalogada como variable irregular de tipu LB, fluctuando el so rellumu ente magnitú +4,73 y +4,96, ensin que se conoza nengún periodu definíu. Psi Virginis tien amás una estrella acompañante a namái 0,04 segundos d'arcu, afayada por tapecimientu. Si ésta última ye una estrella de la secuencia principal, el so tipu espectral sería F6V.
Psi1 Aquarii
Psi1 Aquarii (ψ Aqr / 91 Aquarii / HD 219449) ye una estrella de la constelación d'Acuariu. Comparte la denominación de Bayer «"Psi"» con Psi2 Aquarii y Psi3 Aquarii, siendo toes elles estrelles independientes. Ente que Psi1 Aquarii alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar, Psi2 Aquarii ta a más del doble de distancia y Psi3 Aquarii ta a una distancia entemedia ente dambes.
Psi1 Aquarii ye una estrella de magnitú aparente +4,24. Ye una estrella múltiple que la so estrella principal, Psi1 Aquarii A, ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III. El so radiu ye 10 vegaes más grande qu'el radiu solar y ye 50 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con una masa averada 2,5 vegaes mayor que la masa solar, mientres la so estancia na secuencia principal foi una estrella blancu-azulada de tipu B8.
Dende 2003 conozse la esistencia d'un planeta n'órbita alredor de Psi1 Aquarii A.
Visualmente a 49,6 segundos d'arcu de la estrella primaria puede reparase una binaria compuesta por dos estrelles de décima magnitú, Psi1 Aquarii B y Psi1 Aquarii C, dixebraes ente sí 0,3 segundos d'arcu.
Dambes son nanes naranxes de tipu K3, siendo la separación media ente elles de 21,5 UA. El periodu orbital d'esta binaria ye de 84 años.
En 2003 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, llamáu Psi1 Aquarii b o 91 Aquarii b, orbitando la estrella xigante Psi1 Aquarii A. Trátase d'un planeta xigante que la so distancia a la estrella ye daqué menor que la qu'esiste ente Mercuriu y el Sol, siendo'l so periodu orbital de mediu añu xustu.
Psi1 Aurigae
Psi1 Aurigae (ψ Aurigae / 46 Aurigae) ye una estrella na constelación de la Auriga.
Comparte la denominación de Bayer «Psi» con otros nueve estrelles y tien magnitú aparente +4,97.
Ye una estrella bien alloñada que la so paralax midida por Hipparcos (0,82 ± 0,28 milisegundos d'arcu) ye pocu fiable.
Un estudiu asitiar a una distancia averada de 817 pársecs (2660 años lluz) del Sistema Solar.
Psi1 Aurigae figura catalogada na base de datos SIMBAD como una superxigante anaranxada de tipu espectral K5, pero apocayá haber reclasificado como superxigante colorada de tipu M0I.
Tien una temperatura efectivo ente 3750 y 3984 K y la so lluminosidá ye 63.600 vegaes superior a la lluminosidá solar.
A partir del so diámetru angular —4,9 milisegundos d'arcu—, puede envalorase el so verdaderu diámetru.
Considerando que la distancia que nos dixebra d'ella ye de 817 pársecs, puede envalorase el so diámetru real, siendo'l so valor averáu 600 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Per otra parte, presenta una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H] = +0,20).
Ye una estrella masiva de 14,4 mases solares, cifra que la asitia claramente percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernoves.
Psi1 Aurigae puede tener una o dos compañeres estelares de les que nada se sabe.
La so supuesta «variabilidá» puede debese a la presencia d'una compañera estelar cercana.
Psi1 Orionis
Psi1 Orionis (ψ Ori / 25 Orionis / HD 35439 / HR 1789) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +4,87. Ye miembru de la asociación OB que lleva'l so nome, que de la mesma forma parte de la asociación estelar Orión OB1. Alcuéntrase a unos 1110 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Psi1 Orionis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B1Ve con una temperatura de cerca de 25.000 K. Incluyendo la gran cantidá radiación ultravioleta emitida, Psi1 Orionis ye 10.500 vegaes más lluminosa qu'el Sol. Tien un radiu 6 vegaes mayor qu'el radiu solar y, con una masa de 10,5 mases solares, supera la llende a partir del cual les estrelles esploten en forma de supernova.
La rápida rotación de Psi1 Orionis (la so velocidá de rotación nel ecuador ye de 310 km/s) favorez que sía una estrella Be, onde esiste un discu circumestelar qu'emite radiación. Catalogada como una estrella con envoltura, el discu apaez dende la nuesa llinia de visión aprosimao de perfil. Ye una estrella nueva con una edá inferior a 10 millones d'años.
Psi2 Aquarii
Psi2 Aquarii (ψ Aqr / 93 Aquarii / HD 219688) ye una estrella de la constelación d'Acuariu. Comparte la denominación de Bayer "Psi" con otros dos estrelles, Psi1 Aquarii y Psi3 Aquarii, pero son estrelles independientes. Psi1 Aquarii ta a 148 años lluz, Psi3 Aquarii a 249 años lluz, y Psi2 Aquarii, la más alloñada de los trés, alcuéntrase a 322 años lluz de distancia del Sistema Solar. Psi2 Aquarii tien magnitú aparente +4,39.
Psi2 Aquarii ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B5V. El so tipu y carauterístiques son bien paecíes a estrelles como Fum al Samakah (β Piscium) y θ Coronae Borealis, y al igual qu'éstes ye una estrella Be, ye dicir nel so espectru apaecen línea d'emisión prohibíes de hidróxenu. La emisión nun provién de la estrella, sinón d'un discu circumestelar formáu pola perda de masa provocada pola rápida rotación de la estrella. La velocidá de rotación de Psi2 Aquarii ye de 332 km/s —bien cimera a los los 2 km/s de velocidá de rotación del Sol—, pero comparable a otres estrelles asemeyaes como η Centauri y l'antes citada θ Coronae Borealis.
Anque, como'l Sol, Psi2 Aquarii ye una estrella de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la tresformamientu d'hidróxenu en heliu—, la so lluminosidá ye 352 vegaes mayor que la solar. La so temperatura efectivo ye de 13.400 K y el so radiu ye de 3,5 radios solares. Ye una estrella variable con una pequeña variación nel so rellumu de 0,06 magnitúes.
Psi2 Piscium
Psi2 Piscium (ψ Psc / 79 Piscium / HD 6695 / HR 328) ye una estrella na constelación de Piscis.
Comparte la denominación de Bayer «"Psi"» con otros dos estrelles —ψ Piscium y ψ Piscium—, pero nun ta físicamente rellacionada con elles.
La so magnitú aparente ye +5,57 y alcuéntrase a 161 años lluz del Sistema Solar.
Psi2 Piscium ye una estrella blanca de tipu espectral A3V con una temperatura superficial de 8765 K.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Denébola (β Leonis) o a les de Heze (ζ Virginis), magar ye menos lluminosa qu'éstes.
Trece veces más lluminosa qu'el Sol, el so diámetru ye aprosimao'l doble qu'el diámetru solar.
Tocantes a la so composición química, Psi2 Piscium tien una rellación oxíxenu/hidróxenu menor que la del Sol [O/H] = -0,18, siendo tamién inferior el so conteníu relativo de fierro [Fe/H] = -0,12.
Amuesa un nivel de bariu notablemente más baxu que'l solar pero'l nivel de calciu ye más eleváu que na nuesa estrella.
Pisi2 Piscium presenta una elevada lluminosidá en rayos X de 143,9 × 10 W.
Piénsase que la emisión de rayos X puede provenir d'una compañera estelar, que la so separación cola estrella principal ye de 0,36 segundos d'arcu.
Psi5 Aurigae
Psi5 Aurigae (ψ Aur / 56 Aurigae / HD 48682 / HR 2483) ye una estrella na constelación d'Auriga de magnitú aparente +5,26.
Comparte la denominación de Bayer "Psi Aurigae" con otros nueve estrelles, siendo d'elles la más cercana al Sistema Solar, yá que ta asitiada a 53,9 años lluz.
Asemeyáu al Sol, Psi5 Aurigae ye una nana mariella de tipu espectral G0V.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 6000 K y relluma con una lluminosidá un 77% mayor que la de la nuesa estrella.
El so diámetru ye un 21% más grande qu'el diámetru solar y rota con una velocidá de siquier 4,8 km/s.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,10).
La so masa ye un 12% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en redol a 2900 - 3300 millones d'años.
Les sos carauterístiques son bien similares a les d'estrelles como Asterion (β Canum Venaticorum), β Comae Berenices y χ Orionis, más brillosos al tar más próximes a nós.
Al igual qu'estrelles como η Leporis o 50 Persei, Psi5 Aurigae amuesa un escesu de radiación infrarroxo a 70 μm, indicando la presencia d'un discu circumestelar de polvu alredor de la estrella.
PSR B1257+12
PSR B1257+12 (dacuando embrivíu PSR 1257+12) ye un púlsar que s'alcuentra na constelación de Virgu. Alcuéntrase aproximádamente a 980 años lluz de la Tierra. Afayóse pol astrónomu Polacu Aleksander Wolszczan en 1990 usando'l radiotelescopiu de Arecibo. Ye un púlsar de milisegundo, una especie de estrella de neutrones, y foi atopáu por tener anomalíes nel periodu de pulsación, lo que condució a'l investigadores a buscar la causa de los pulsos irregulares. La estrella tien un periodu de rotación de 6,22 milisegundos.
En 1992 nel observatoriu de Arecibo, Aleksander Wolszczan y Da-y Fraill afayaron qu'el púlsar tenía dos planetes orbitándolo. Estos fueron los primeres planetes estrasolares descubiertos orbitando un púlsar, el descubrimientu sosprendió a munchos astrónomos que namái esperaben atopar planetes alredor d'estrelles de la secuencia principal. Pero la incertidume arrodió'l sistema, porque una supuesta detección d'un planeta nun púlsar más tempranu alredor de PSR 1829-10 tuvo que refugase por cuenta d'erros nos cálculos. Más tarde afayóse un planeta adicional. Amás, detectóse qu'esti sistema puede tener un cinturón d'asteroides o un cinturón de Kuiper.
Créese que los planetes pueden ser los núcleos predresos d'antiguos xigantes gaseosos, o la resultancia d'una segunda formación planetaria como resultáu de los remanentes de supernova. En casu de tratase de restos de planetes de la estrella enantes de la supernova, seríen xigantes gaseosos con núcleos predresos enormes, que les sos atmósferes fueron barríes pola onda de choque de la supernova.
Los planetes de PSR B1275+12 son designaos de la b a la d ordenar según la distancia media del púlsar, a diferencia de los planetes alredor de les estrelles normales que se nomen según primer planeta descubiertu.
PSR B1257+12 b ye'l planeta más interior, tien una distancia de 0.19 UA del púlsar, con un periodu orbital d'aprosimao 25 díes. En 1997, dixérase qu'esti planeta fuera formáu pol vientu solar, pero esta afirmación foi refutada. Ye aprosimao dos veces más masivu que la Tierra, siendo unu de los más pequeños atopaos hasta agora.
PSR B1257+12 c ye'l segundu planeta en distancia orbital con una distancia de 0.36 UA y un periodu orbital d'aprosimao 66 díes. El planeta ye más de cuatro veces más masivu que la Tierra. Como los planetes c y d tán cerca l'unu del otru, causen perturbaciones mensurables nes órbites de cada unu. Como s'esperaba, les perturbaciones fueron afayaes confirmando que los planetes son verdaderos. Les mases esactes de los dos planetes, según los sos enclinos, fueron midíes calculando les interferencies d'un planeta col otru.
PSR B1257+12 d ye'l tercer planeta en distancia orbital nel púlsar con una distancia media orbital de 0.46 UA y con un periodu orbital d'aprosimao 98 díes. Ye casi cuatro veces más masivu que la Tierra
Abarruntar de la esistencia d'un oxetu de tipu asteroidal a una distancia media orbital de 2.6 UA con un periodu orbital d'aprosimao 3.5 años. L'oxetu ye tan pequeñu que nun se considera planeta, pero ye'l primer asteroide o cometa asemeyada a los oxetos del cinturón de Kuiper nel nuesu sistema solar detectáu n'otra estrella. Ye posible qu'esti oxetu sía'l miembru más grande d'una cinturón d'oxetos menores alredor del púlsar. La so masa tien una llende cimera de 0.2 Plutones (0.0004 Tierres) y un diámetru máximu de 1000 kilómetros. Esti oxetu entá nun taría confirmáu.
PSR B1620-26
El PSR B1620-26 ye un sistema binariu d'estrelles, allugáu a casi 4500 al del cúmulu globular M4 na constelación Scorpius, compuestu por un púlsar y una estrella nana blanca, amás d'un tercer oxetu, el que correspuende al planeta estrasolar PSR B1620-26c (Matusalén), con una masa envalorada ente dos y diez veces la masa del planeta Xúpiter.
El sistema triple ta fora del corazón del recímanu globular. La edá del recímanu, como s'envaloró, ye aprosimao 12.7 mil millones d'años. D'ende esto ye la estimación d'edá pa la nacencia del planeta, y dos estrelles.
PSR B16220-26c de primeres foi afayáu polos cambeos de Doppler, el so órbita induz sobre señales de la estrella (nesti casu, cambeos nel periodu de pulsación evidente del púlsar).
A principios de los años 1990, un grupu d'astrónomos conducíos por Donald Backer, estudiando lo qu'ellos pensaron yera un púlsar binariu, determinó qu'un tercer oxetu yera necesariu pa esplicar los cambeos de Doppler reparaos. Los efectos gravitacionales del planeta sobre la órbita del púlsar y la nana blanca fueron midíos nel intre de dellos años, dando a una estimación de la masa del tercer oxetu que yera demasiáu pequeñu pa ser una estrella. La conclusión que'l tercer oxetu yera un planeta foi anunciada por Stephen Thorsett y los sos collaboradores en 1993.
PSR B1906-59
PSR B1906-59 (PSR J1910-59) ye una sistema binariu compuestu por un púlsar, PSR J1911-5958A, y una nana blanca, COM J1911-5958A.
Ta asitiáu na constelación del Pavu en dirección al cúmulu globular NGC 6752.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 3,1 ± 0,7 kilopársecs, lo qu'equival a unos 10.100 años lluz.
La nana blanca del sistema tien magnitú aparente +22,03.
Tien un nucleu de heliu y ye una nana blanca de baxa masa.
Tien una temperatura efectivo de 10.090 ± 125 K y una gravedá superficial log "g" = 6,44 cm/s.
A partir de la so temperatura, envaloróse la so tipu espectral como DA5.
Utilizando relaciones radio/masa apropiáu pa nanes blanques d'heliu de baxa masa, deduciéronse la so masa (0,18 ± 0,02 mases solares) y el so radiu (0,043 ± 0,009 radios solares).
El púlsar, afayáu en 2001, tien un periodu de 3,266182 milisegundos.
La rellación de mases "q" ente'l púlsar y el so acompañante ye de 7,36, lo que dexa envalorar la masa del primeru, igual a 1,40 mases solares.
El periodu orbital del sistema ye de 20 hores y la órbita ye desaxeradamente circular (y < 10).
PSR J0737-3039
PSR J0737-3039 ye un sistema binariu formáu por dos pulsiares.
Alcuéntrase a una distancia averada de 1630 años lluz (500 pársecs) respectu al Sistema Solar en dirección a la constelación del Puppis.
Afayóse en 2003 por un equipu empobináu por Marta Burgay utilizando'l radiotelescopiu del Observatoriu Parkes (Australia).
El sistema ta constituyíu por dos pulsiares de curtiu periodu. El denomináu Pulsar A tien un periodu de rotación de 22,7 ms, ente que'l so acompañante, llamáu Pulsar B, rota con un periodu de 2,77 s. El sistema, que'l so periodu orbital ye de 2,4 hores, reparar prácticamente de perfil dende la nuesa posición (enclín d'aprosimao 89º). La órbita amuesa una escentricidá de ε = 0,088. 
Les carauterístiques principales del sistema reflexar na siguiente tabla:
Produzse un curtiu eclís de radiu —d'unos 30 s de duración— cuando'l Pulsar B pasa per delantre del Pulsar A. Tamién se repara modulación orbital de la emisión de radiu de B pola influencia d'A. Per otra parte, anque'l sistema emite rayos X, nun esisten signos d'emisión de rayos X procedentes d'una onda de choque ente'l vientu estelar d'A, y el mediu interestelar o la magnetosfera de B. 
Ente que los modelos teóricos estándar envaloren la edá del Pulsar B en 50 millones d'años, modelos que consideren la influencia del vientu relativista d'A na ralentización de la rotación de B, asitien la formación del Pulsar B fai 80 - 180 millones d'años.
El Pulsar A puede tener una edá cercana a 180 millones d'años. 
Un sistema de les carauterístiques de PSR J0737-3039 ye una oportunidá única pa evaluar la teoría de la relatividá xeneral d'Einstein, una y bones los efectos relativistes pueden ser reparaos mientres el cronometraxe de los pulsos del sistema. Sicasí, la mayor parte de sistemes binarios similares consisten nun púlsar y una estrella de neutrones, siendo PSR J0737-3039 el primer casu onde dambos componentes son pulsiares. Ello nun ye sorprendente, una y bones el segundu púlsar en formase tien una vida muncho más corta que'l primeru, que en tolos casos conocíos foi recicláu como un púlsar de rápida rotación y de débil magnetización.
El periodu orbital de PSR J0737-3039 (2,4 hores) ye'l más curtiu conocíu pa un oxetu d'estes carauterístiques, lo que dexa realizar pruebes d'una mayor precisión. En 2005 anuncióse que les midíes efectuaes amosaren un alcuerdu escelente ente la teoría de relatividá xeneral y l'observación. En concretu, la predicción de la perda de enerxía debida a ondes gravitacionales paez concordar cola teoría. Ello ye que por cuenta de esta perda d'enerxía, la órbita común del sistema mengua a razón de 7 mm per día. Los dos estrelles de neutrones van xunise dientro d'aprosimao 85 millones d'años.
PT Velorum
PT Velorum (PT Vel / HD 79154 / HIP 45079) ye una estrella variable na constelación de Vela que s'alcuentra a 34 minutos d'arcu de la brillosa Suhail (λ Velorum).
Alcuéntrase a 548 años lluz del Sistema Solar.
PT Velorum ye una estrella binaria cercana, onde la separación ente componentes ye comparable al diámetru de les componentes.
La estrella primaria ye la más caliente, tien tipu espectral A1V y una temperatura efectivo de 9250 ± 150 K.
Tien una masa 2,22 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 2,09 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 63 km/s.
La componente secundaria ye tamién una estrella blanca de la secuencia principal —de tipu A6V— y tien una temperatura de 7650 ± 200 K.
El so radiu ye un 58% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 40 km/s.
Tien una masa de 1,63 mases solares.
El sistema constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 1,802 díes.
La magnitú aparente conxunta ye +7,05, menguando 0,55 magnitúes mientres el eclís principal.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,045 UA, siendo ésta moderadamente escéntrica (ε = 0,13).
Púlsar de Vela
El Pulsar de Vela (PSR B0833-45 / PSR J0835-4510 / 2O 0832-45) ye un púlsar acomuñáu al Restu de Supernova de Vela na constelación del mesmu nome. La rellación ente dambos oxetos astronómicos, realizada por astrónomos de la Universidá de Sydney en 1968, foi la prueba directa de que les supernoves dan llugar a estrelles de neutrones. Alcuéntrase a unos 936 años lluz del Sistema Solar. 
El Pulsar de Vela emite en distintes llonxitú d'onda, dende radiofrecuencies a rayo gamma. Tien un periodu de 89 ms, el más curtiu conocíu nel momentu del so descubrimientu. Envalórase que los restos de la esplosión de la supernova, acaecida fai unos 11.400 años, viaxen a una velocidá de 1200 km/s. El Pulsar de Vela tien el tercer componente ópticu más brillosu ente toos púlsar conocíos, pulsiando dos veces pa cada únicu pulsu de radio. La so magnitú aparente varia ente +23,2 y +25,2, recibiendo la denominación de variable HU Velorum.
La emisión en lluz visible tien el so orixe dafechu na magnetosfera. 
Ye l'oxetu persistente más brillosu del cielu en rayo gamma d'alta enerxía.
Imaxes de la nebulosa amacera alredor del Pulsar de Vela, llograes col Observatoriu de rayos X Chandra, amuesen una estructura asemeyada a un arcu na parte más adelantrada de la nube; créese que dichu arcu -y unu más pequeñu dientro d'él- son cantos d'aníos d'emisión de rayos X procedentes de partícules de gran enerxía producíes pol púlsar. Perpendicularmente a los arcos esisten remexos que emanan del púlsar central, señalando na mesma dirección que'l movimientu del púlsar.
Piénsase que l'orixe d'esta actividá son los enormes campos eléctricos provocaos pola combinación ente la rápida rotación y los intensos campos magnéticos de la estrella de neutrones.
PW Andromedae
PW Andromedae (PW And / HD 1405 / SAO 53799) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. La so magnitú aparente ye +8,86, polo que nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase a 105 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru de la Asociación estelar de AB Doradus. 
PW Andromedae ye una nana naranxa de tipu espectral K2V con una temperatura superficial de 4808 K.
Relluma con una lluminosidá igual al 64% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 16% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 33,2 km/s. El so periodu de rotación ye de 1,762 díes, equivalente a 1/16 del que tien el Sol.
Tien una masa averada de 1,07 mases solares.
Ye una estrella pre-secuencia principal bien nueva que se topa na etapa darréu anterior a la edá cero de la secuencia principal (ZAMS); envalórase que tien namái 20 millones d'años d'edá. 
PW Andromedae ta catalogada como estrella variable del tipu RS Canum Venaticorum. El so rellumu fluctúa 0,10 magnitúes nun periodu igual al so periodu de rotación.
En PW Andromedae detectáronse manches estelares fríes que la so estrema de temperatura al respective de la fotosfera llega hasta los 1200 K. Diches manches fundamentalmente alcuéntrense nuna franxa de ± 40° respectu al ecuador de la estrella.
PY Vulpeculae
PY Vulpeculae (PY Vul / GJ 1241 / G 185-32 / WD 1935+276) ye una nana blanca na constelación de Vulpecula -la rapiega asitiada a 60,6 años lluz del Sistema Solar. De tipu espectral DAV4, la so temperatura efectivo averada asitiar ente 12.025 y 12.280 K. Tien una masa (M*) de 0,638 ± 0,007 mases solares, con una fracción de masa de hidróxenu de M = 1,70 (± 0,10) × 10 M*.
El so periodu de rotación envaloráu ye de 14,5 hores.
PY Vulpeculae ye una nana blanca pulsante del tipu ZZ Ceti, una de les más brilloses d'esta clase con magnitú aparente +13,03. Conócense 19 periodu nel so espectru nel rangu de 71 a 651 s; 14 d'ellos son maneres reales, siendo los otros cinco combinaciones llineales d'ellos. Los sos periodos más curtios alcuéntrase ente los de menor duración reparaos en variables ZZ Ceti; unu d'ellos, a 141,9 s, amuesa una amplitú que nun varia cola llargor d'onda, en contraste colo que teóricamente cabría esperar.
PZ Telescopii
PZ Telescopii (PZ Tel / HD 174429) ye una estrella na constelación de Telescopium asitiada unos 2º al norte de κ Telescopii.
De magnitú aparente +8,41, alcuéntrase a 168 años lluz del Sistema Solar.
En 2010 llogróse una imaxe directa d'una compañera subestelar —una nana marrón—, acomuñada a esta estrella.
Considerar miembru de la Asociación estelar de Beta Pictoris, grupu d'estrelles con un probable orixe común que se mueven de forma similar al traviés del espaciu. AT Microscopii y AU Microscopii son conocíos miembros d'esti grupu.
Anque na base de datos SIMBAD, PZ Telescopii apaez catalogada como subxigante de tipu G9IV, recién estudios considerar una estrella presecuencia principal —inda nun llegó a la «ZAMS» o edad cero de la secuencia principal— que'l so tipu espectral ye K0Vp.
La so temperatura superficial ye de 5338 ± 200 K y tien una masa un 13% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 23% más grande qu'el radiu solar y xira rápido sobre sigo mesma, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 72 ± 5 km/s, 36 vegaes más alta que la del Sol.
El so metalicidá ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,05).
Ye una estrella bien nueva que la so edá —envalorada por modelos evolutivos y por xirocronoloxía— taría entendida ente los 22 y los 27 millones d'años; sicasí, pola so pertenencia a l'Asociación de Beta Pictoris cabría esperar una edá inferior en redol a los 13 millones d'años.
L'observatoriu espacial Spitzer detectó escesu na radiación infrarroxo emitida a 70 μm, lo qu'indica que se topa arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Dichu discu estender dende una distancia de 35 UA al respective de la estrella hasta unes 200 UA.
La temperatura del discu ye d'unos 40 K y la so masa ye de namái 0,3 vegaes la masa de la Lluna.
PZ Telescopii ta catalogada como variable BY Draconis con una variación de rellumu ente magnitú +,33 y +8,63, siendo'l periodu d'oscilación de 0,94 díes.
La compañera subestelar de PZ Telescopii, denominada PZ Telescopii B, tien tipu espectral M6.
La so temperatura ye de 2987 ± 100 K y tien una masa 62 ± 9 vegaes mayor que la de Xúpiter; esti últimu valor asitia a esti oxetu cerca de la llende cimera de les nanes marrones.
Púlsar del Cámbaru
El Púlsar del Cámbaru (PSR B0531+21) ye una estrella de neutrones relativamente nuevu asitiada na Nebulosa del Cámbaru, afayada en 1969. El púlsar tien aprosimao 25 km de diámetru y los "rayos" del púlsar xiren cada 33 milisegundos, o 30 vegaes cada segundu. La nebulosa que la arrodia ye un plerión: el vientu de partícules procedente de la estrella de neutrones xenera emisiones sincrotrón, que producen la mayor parte de les emisiones de la nebulosa, dende ondes
de radiu hasta rayo gamma. La característica más dinámica na parte interior de la nebulosa ye'l puntu onde'l vientu ecuatorial del púlsar topeta cola contorna de la nebulosa, formando una topete de terminación. La forma y la posición d'esta característica camuda rápido, col vientu ecuatorial apaeciendo como una serie de carauterístiques de forma espiral que s'empinen, allúmense, y entós se atenúan a midida que allóñense del púlsar escontra'l cuerpu principal de la nebulosa. El periodu de rotación del púlsar amenorga'l so tiempu 38 nanosegundos per día por cuenta de les grandes cantidaes d'enerxía que se lleva'l vientu del púlsar.
La Nebulosa del Cámbaru úsase de cutiu como una fonte de calibración na astronomía de rayos-X. 
Ye bien brillosu en rayos X y la densidá de fluxu y el espectru son constantes conocíes, cola esceición del propiu púlsar. 
El púlsar apurre una fuerte señal periódica que s'usa pa comprobar la sincronización d'el detectores de rayos X. Na astronomía de rayos X, el 'Cámbaru' y el 'miliCangrejo' son dacuando usaes como unidaes de densidá de fluxu. Bien poques fontes de rayos X devasen un Cámbaru de rellumu.
Observaciones recién suxurieron que'l Púlsar del Cámbaru puede tener un campu magnéticu escepcionalmente complexu con cuatro polos en cuenta de los dos habituales, posiblemente como resultáu de la implosión d'una manera asimétrica de estrellar proxenitora cuando'l púlsar formar por primer vegada. El mesmu conxuntu d'observaciones suxurieron que como'l pulsu de radio principal que vien del púlsar dura namái 0,4 nanosegundos, ye emitíu dende una nube d'afigura na superficie de la estrella de neutrones a namái 12 centímetros - la característica más pequeña nunca reparada n'astronomía.
Q Scorpii
Q Scorpii (Q Sco) ye una estrella de la constelación d'Escorpiu.
Tien magnitú aparente +4,27 y alcuéntrase a 166 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Q Scorpii ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb con una temperatura superficial de 4596 K.
Con una lluminosidá equivalente a la de 44 soles, la so masa namái ye un 30% mayor que la masa solar.
La midida del so diámetru angular —2,15 ± 0,13 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser unes 12 vegaes más grande qu'el diámetru solar, un tamañu relativamente habitual nesta clase d'estrelles.
Les sos carauterístiques son paecíes a les d'otres conocíes xigantes de tipu K como Pólux (β Geminorum), Menkent (θ Centauri) o φ Orionis, magar la mayor distancia a la que se topa Q Scorpii fai que sía menos brillosa qu'éstes.
Q Scorpii amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— menor que la del Sol ([M/H] = -0,22).
Igualmente, la so bayura relativa de fierro ye aprosimao la metá que la solar. Elementos como calciu, níquel y bariu siguen la mesma pauta ente que, otra manera, el conteníu de sodiu ye asemeyáu al del Sol.
Piénsase que Q Scorpii puede ser una estrella binaria, magar nada se sabe sobre'l so posible acompañante. 
QQ Telescopii
QQ Telescopii (QQ Tel / HD 185139 / HR 7461) ye una estrella variable na constelación de Telescopium asitiada na llende con Saxitariu. De magnitú aparente +6,25, alcuéntrase a 324 años lluz de distancia del Sistema Solar.
QQ Telescopii ye una estrella subxigante o xigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV con una temperatura superficial de 7500 K. El so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá ye 28 vegaes mayor que la del Sol.
Perteneciente al grupu de les variables Delta Scuti o cefeides nanes, QQ Telescopii amuesa cambeos na so lluminosidá debíos a pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie. Vega (α Lyrae) y Caph (β Cassiopeiae) son les estrelles más brilloses dientro d'esta clase de variables. La variación nel rellumu ye pequeña y suelen esistir múltiples período. L'amplitú de la variación de QQ Telescopii ye de 0,05 magnitúes y conócense siquier dos periodos, de 94,1 y 115,7 minutos respectivamente.
QR Vulpeculae
QR Vulpeculae (QR Vul) ye una estrella asitiada na constelación de Vulpecula.
Ye, con magnitú aparente +4,76, la séptima estrella más brillosa na constelación.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 991 años lluz del Sistema Solar.
QR Vulpeculae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura efectivo de 18.754 ± 735 K. 
La so lluminosidá ye 5172 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru unes 6,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 162 km/s.
Presenta una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,10).
La so masa envalorada ye de 8,0 ± 0,1 mases solares y tien una edá averada de 32 millones d'años.
QR Vulpeculae tien una compañera estelar de magnitú +7,55 de la que ta dixebrada visualmente 0,55 segundos d'arcu.
Amás, ye una estrella variable catalogada, según la fonte consultada, como estrella pulsante lenta (SPB) —asemeyáu a 3 Vulpeculae—, variable Gamma Cassiopeiae o estrella Be.
En 1982 sufrió un sópitu aumentu de rellumu de 0,18 magnitúes en banda V.
QU Normae
QU Normae (QU Nor / HD 148379 / HR 6131) ye una estrella de magnitú aparente +5,36.
Encuadrada dientro de la constelación de Norma, visualmente alcuéntrase 1,3º al norte de ε Normae.
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a QU Normae a una distancia de 1820 años lluz del Sistema Solar.
Puede ser miembru de la asociación estelar Ara OBIa.
QU Normae ye una superxigante azul de tipu espectral B2Iap con una temperatura efectivo ente 17.000 y 18.500 K. 
Como correspuende a la so clase, ye una estrella descomanadamente lluminosa, yá que radia 76.000 vegaes más enerxía qu'el Sol.
Tamién tien un tamañu considerable; el so radiu ye 58 vegaes más grande qu'el del Sol
y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
Ye una estrella masiva, siendo la so masa averada 15,5 vegaes mayor que la masa solar, polo que va rematar la so curtia vida españando como una brillosa supernova.
QU Normae ye una variable Alfa Cygni —asemeyada a ρ Leonis o a κ Cassiopeiae— que la so amplitú de variación ye de 0,064 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 4,818 díes.
QV Telescopii
QV Telescopii (QV Tel) ye una estrella de magnitú aparente +5,33
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 752 ± 51 años lluz del Sistema Solar.
QV Telescopii ye una xigante azul de tipu espectral B3IIIpe.
Tien una temperatura efectivo de 17.254 K —midida que se ve afectada pol escurecimientu gravitatoriu— y una lluminosidá bolométrica 2256 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye aprosimao 3,9 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 55 km/s, tando la so exa de rotación inclináu 11º respectu al observador terrestre.
Tien una masa de 6,3 ± 0,1 mases solares y una edá de daqué más de 50 millones d'años.
QV Telescopii ye una estrella Be. Estes estrelles, ente les que se cunten Phecda (γ Ursae Minoris) o α Arae, presenten línea d'emisión que provienen d'un discu circumestelar formáu pola perda de masa por cuenta de la rotación estelar.
Munches d'elles son, amás, estrelles variables; ye'l casu de QV Telescopii, que'l so rellumu fluctúa 0,07 magnitúes ensin qu'esista periodu conocíu.
QW Puppis
QW Puppis (QW Pup / I Puppis / HD 55892 / HR 2740) ye una estrella variable na constelación de Puppis —la popa del míticu Argo Navis— de magnitú aparente media +4,50. Alcuéntrase a 69 años lluz de distancia del Sistema Solar.
QW Puppis, catalogada como F3V o F0IV, puede ser una estrella blancu-mariella de la secuencia principal que, como'l Sol, tresforma'l hidróxenu en heliu, o bien, a puntu d'escosar la so reserva de hidróxenu, pue tar empezando a crecer siendo una estrella subxigante. Sía que non más caliente que'l Sol con una temperatura de 7080 K, la so lluminosidá ye 6,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Tien un radiu un 60% más grande qu'el radiu solar. La so edá ta entendida ente 900 y 1800 millones d'años, como correspuende a una estrella qu'entá tando na secuencia principal —o empezando a abandonala— ye un 41% más masiva que'l Sol. La so bayura relativa de fierro, midida indirecta de la metalicidá, ye pocu más de la metá que nel Sol. 
QW Puppis ye una variable Gamma Doradus, onde la variabilidá provién de pulsaciones non radiales de la so superficie. Sufre pequeñes fluctuaciones nel so rellumu de 0,027 magnitúes.
QX Andromedae
QX Andromedae (QX And) ye una estrella binaria na constelación d'Andrómeda.
Forma parte del nuevu cúmulu abiertu NGC 752, de 2 millones d'años d'edá.
La so distancia al Sistema Solar ye de 416 pársecs (1355 años lluz).
QX Andromedae ye una binaria de contactu de tipu espectral conxuntu F5, que'l so grau de «sobrecontacto» envalórase nel 35%.
La estrella primaria tien una temperatura efectivo de 6440 K con una lluminosidá 3,2 vegaes superior a la del Sol.
El so radiu ye un 46% más grande qu'el radiu solar.
La componente secundaria ye llixeramente más fría —6420 K— y la so lluminosidá ye apenes un 10% mayor que la lluminosidá solar, siendo'l so radiu un 12% más pequeñu qu'el del Sol.
La rellación ente les mases de les componentes, "q", ye igual a 0,36; la primaria tien una masa de 1,47 mases solares mientres la secundaria tien una masa de 0,45 mases solares.
El periodu orbital del sistema ye de namái 0,41217 díes (9,89 hores).
Reparóse qu'esti periodu mengua de forma secular a razón de 2,48 × 10 díes per añu.
Dicha variación atribuyir a la tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva.
L'enclín del planu orbital respectu al planu del cielu ye de 55º.
QX Andromedae ye una estrella llixeramente variable, siendo afayada como tal por Johnson en 1953.
Constitúi una binaria eclipsante de tipu W Ursae Majoris.
De magnitú aparente máxima +11,25, el so rellumu mengua 0,32 magnitúes mientres el eclís.
El sistema ye una fonte emisora de rayos X.
QX Carinae
QX Carinae (QX Car / 163 Carinae / HD 86118) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,64.
Alcuéntrase aprosimao a 2500 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Carina.
QX Carinae ye una binaria eclipsante que les sos dos componentes son estrelles calientes de la secuencia principal de tipu espectral B2V, bien asemeyaos pero non idéntiques.
La estrella primaria, con una temperatura efectivo de 23.800 ± 500 K, ye 5300 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de 9,25 mases solares y un radiu 4,3 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 120 km/s.
El so acompañante tien una temperatura de 22.600 ± 500 K y ye 3845 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa equivalente a 8,5 soles y ye 4,1 vegaes más grande qu'ésti. Rota a una velocidá de siquier 110 km/s.
El periodu orbital de QX Carinae ye de 4,48 díes. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,61 magnitúes ente que l'eclís secundariu provoca un descensu de rellumu de 0,42 magnitúes.
El semiexe mayor de la órbita ye de 0,14 UA —29,79 radios solares—, siendo'l so escentricidá ε = 0,28.
QY Aurigae
QY Aurigae (QY Aur / GJ 268 / HIP 34603) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga de magnitú aparente +11,47, visualmente asitiáu a 51 minutos d'arcu al sur de 63 Aurigae.
Alcuéntrase a 20,0 años lluz de distancia y ye unu de los 100 sistemes más cercanos al Sistema Solar.
Les estrelles conocíes más cercanes a esti sistema son Gliese 251 y GJ 1105, a 3,50 y 7,07 años lluz respectivamente.
QY Aurigae ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 10,4280 díes.
La órbita ye marcadamente escéntrica (ε = 0,34).
Los dos estrelles que formen la binaria son nanes coloraes de tipu espectral M5V, siendo'l so lluminosidá conxunta igual al 0,089% de la del Sol.
Tienen mases envaloraes equivalentes al 17% y al 16% de la masa solar,
siendo estrelles asemeyaes a YZ Ceti o Ross 614 A; esta postrera tamién forma parte d'una binaria de dos nanes coloraes, pero la separación ente dambes ye notablemente mayor.
Una o les dos estrelles de QY Aurigae son estrelles acandilantes —sufren erupciones que provoquen sópitos aumentos de rellumu—, característica común n'otres binaries análogues como Ross 614 o Luyten 726-8, siendo una componente d'esta postrera —UV Ceti— el prototipu de la clase.
QY Puppis
QY Puppis (QY Pup / HD 63302 / HR 3026 / HIP 38031) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. Alcuéntrase aprosimao a 1850 años lluz de distancia del Sistema Solar.
QY Puppis ye una superxigante naranxa de tipu espectral K2Iab.
Tien una temperatura superficial de 4304 ± 34 K y una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá d'enerxía emitida nel infrarroxu— casi 2500 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 420 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 1,96 UA; si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye cimeru a la del Sol nun 32% ([Fe/H] = +0,12).
Tien una masa averada 6,2 vegaes mayor que la masa solar.
QY Puppis ye una variable semirregular de clase SRD, ente les que se cunta R Puppis, nesta mesma constelación.
El rellumu de QY Puppis varia ente magnitú aparente +6,24 y +6,71, nun esistiendo periodu conocíu.
QZ Puppis
QZ Puppis (QZ Pup / HD 64503 / HR 3084) ye una estrella na constelación de Puppis —la popa del Navío Argos— de magnitú aparente +4,46. Na mayor parte de los catálogos modernos figura como b Puppis, anque orixinalmente foi llamada a Puppis por Nicolas Louis de Lacaille en 1763. Ta asitiada cerca del cúmulu abiertu NGC 2477 y alcuéntrase a unos 650 años lluz de distancia del Sistema Solar.
QZ Puppis ye una binaria espectroscópica afayada como tal por R.Y. Wilson en 1953. 
La componente primaria ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5V.
Anque como'l Sol ye una estrella de la secuencia principal, ye muncho más caliente y lluminosa qu'ésti. La so temperatura superficial ye de 18.400 K, y la so lluminosidá ye 2900 vegaes superior a la del Sol. El so radiu ye casi 4 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye una estrella masiva de 8 mases solares que la so edá ye de 24 millones d'años.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,112 díes (26,7 hores).
QZ Puppis ye una estrella variable, reconocida como tal per vegada primera por Y.H. Olsen en 1974.
Reparó que la dispersión yera aprosimao'l doble de lo de normal aceptao y suxurió que yera una variable Beta Cephei o una variable elipsoidal rotante (ELL).
Güei incluyir dientro d'esti últimu grupu, siendo estes variables binaries cercanes que les sos componentes tienen forma elipsoidal pola mutua atracción gravitatoria y amuesen fluctuaciones de rellumu inferiores a 0,1 magnitúes.
La brillosa Espiga (α Virginis) ye la principal representante del grupu.
R Apodis
R Apodis (R Aps / HD 131109 / HR 5540 / HIP 73223) ye una estrella de la constelación de Apus, el ave del paraísu, de magnitú aparente +5,38. A pesar de llevar la denominación d'estrelles variables «"R"» —indicando que foi la primer variable descubierta na constelación—, observaciones posteriores refugaron dicha variabilidá. Alcuéntrase a 374 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Apodis ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K4III con un radiu 26,3 vegaes más grande qu'el radiu solar. De tamañu paecíu a otres xigantes como α Scuti o ρ Bootis, ye daqué más fría qu'éstes, con una temperatura superficial de 4160 K.
Tien una lluminosidá 200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so masa envalorada ye un 18% mayor que la masa solar, siendo'l so conteníu en fierro en rellación al de hidróxenu llixeramente inferior al del Sol ([Fe/H] = -0,07). Tien una edá de 5140 ± 2430 millones d'años.
R Aquarii
R Aquarii (R Aqr / HD 222800 / HR 8992) ye una estrella variable na constelación d'Acuariu de magnitú aparente media +7,69. Alcuéntrase a unos 645 años lluz de la Tierra.
R Aquarii ye una estrella simbiótica que se cree ta compuesta por una nana blanca y una variable Mira formando un sistema binariu. La estrella principal Mira ye una xigante colorada de tipu espectral M7III que'l so rellumu varia nun factor de dellos cientos a lo llargo d'un periodu de 386,96 díes; la so variabilidá afayóse por Karl Ludwig Harding en 1810.
Por cuenta de la so atracción gravitatoria, la nana blanca atrai materia de la xigante colorada y dacuando espulsa parte de la mesma n'estraños bucles que formen una nebulosa qu'arrodia la estrella. El conxuntu del sistema apaez robrizu al tar asitiáu nuna rexón del espaciu bien rica en polvu, polo que la lluz azul ye absorbida enantes de llegar a nós.
La nebulosa en redol a R Aquarii ye conocida tamién como Cederblad 211. Según Tom Polakis,hasta 1998 naide pudiera reparar visualmente esti oxetu. Ye posible que la nebulosa sía'l restu d'una nova, que sería reparada por astrónomos xaponeses nel añu 930.
R Canis Majoris
R Canis Majoris (R CMa / HD 57167 / HR 2788) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
De magnitú aparente media +5,71, alcuéntrase a 140 años lluz del Sistema Solar. 
R Canis Majoris ye una estrella binaria con un periodu orbital de namái 1,359 díes. Los dos estrelles, anque tán bien próximes ente sigo, nun lleguen a constituyir una binaria de contactu.
La componente principal tien tipu espectral F0V y una temperatura efectivo de 7310 K.
La so lluminosidá ye 5,8 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye un 50% más grande qu'el radiu solar.
Tamién ye daqué más masiva que'l Sol, con una masa de 1,07 mases solares.
La estrella acompañante ye de tipu K1IV y tien una temperatura de 4355 K.
Col 43% de la lluminosidá solar, el so radiu ye un 15% más grande qu'el del Sol, pero la so masa supón namá'l 17% de la masa solar.
El conteníu metálico de dambes estrelles ye comparable a la solar ([Fe/H] = -0,03) y la so edá envalórase en 1300 millones d'años.
El sistema ye una variable eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 0,64 magnitúes cuando la componente más tenue y fría intercepta la lluz de la so compañera, ente que l'eclís secundariu apenes ye perceptible.
Una tercer estrella más alloñada completa'l sistema estelar. Tien una masa de 0,34 mases solares y emplega 92,8 díes en completar una órbita en redol a la binaria.
R Cassiopeiae
R Cassiopeiae (R Cas / HD 224490 / HR 9066 / HIP 118188) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. Alcuéntrase a 325 ± 16 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Cassiopeiae ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +4,7 y +13,50 a lo llargo d'un periodu de 430,46 díes. La midida del so diámetru angular (0,0223 segundos d'arcu) correspuende a un radiu 236 vegaes mayor qu'el radiu solar, equivalente a 1,1 UA; sicasí, otru estudiu da como resultáu un radiu 310 vegaes más grande qu'el del Sol.
El so tipu espectral, variable, ye M6-M10y y tien una temperatura superficial de 3129 K.
Les variables Mira son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie que provoquen cambeos nel so color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Cassiopeiae, amuesen emisión máser de SiO, con temperatures de rellumu máximu entendíes ente 10.000 y 108.800 K. Esti tipu d'emisión xenerar a una distancia de la estrella de 5 a 10 UA. Coles mesmes, R Cassiopeiae presenta fuerte emisión d'OH y HO nel infrarroxu.
R Centauri
R Centauri (R Cen / HD 124601 / HR 5326) ye una estrella variable na constelación de Centaurus, asitiada al sur de la mesma cerca d'Hadar o Agena (β Centauri). De magnitú aparente media de +7,18, puede reparase con binoculares. Alcuéntrase a una distancia averada de 2100 años lluz del Sistema Solar.
R Centauri ye una estrella binaria, que la so componente principal ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M5IIev con un radiu 274 vegaes mayor qu'el radiu solar. Ta clasificada como una variable Mira con una variación na so magnitú de +5,30 a +11,80 nun periodu de 546,2 díes. Sicasí, la so curva de lluz amuesa ciertes peculiaridaes: alterna ente un mínimu más fondu y otru menos fondu (una característica que R Centauri comparte con otres poques estrelles) amosando l'aspeutu d'un doble máximu, y el so periodu y amplitú fueron escayendo de cutio a lo llargo de los postreros 50 años.
Les variables Mira como R Centauri atopar nuna etapa de la so evolución estelar na que tien llugar la fusión de hidróxenu nuna capa alredor d'una capa de heliu inerte resultáu de la fusión previa. Sicasí, de forma irregular, la capa d'heliu vuelve encender cuando algama una masa crítico producida pola fusión del hidróxenu na capa darréu cimera. L'encendíu del heliu dar de forma bastante abrupta y denominar «flax del heliu». Esto produz que la capa d'hidróxenu espándase y esfreza atayando la fusión d'esti elementu, que yera lo qu'emburriaba escontra fuera les capes esteriores. Ello xenera una leve cayida na lluminosidá y un amenorgamientu del tamañu de la estrella, que se reflexa nel so periodu de pulsación. Cuanto menor ye'l tamañu de la estrella, más curtiu ye'l so periodu.
R Coronae Australis
R Coronae Australis (R CrA / HIP 93449 / GCRV 11457) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,7 na constelación de Corona Austral. Ta asitiada al norte de la constelación, al noroeste de Rukbat (α Sagittarii) y al sureste de Kaus Australis (ε Sagittarii).
R Coronae Australis atopar nel complexu molecular de Corona Australis, una de les rexones de formación estelar más cercana al Sistema Solar visiblemente aisllada del planu galácticu. La estrella, escurecida por polvu interestelar, ta a unos 500 años lluz de distancia de la Tierra. Ta catalogada como una estrella Herbig Ae/Be, tipu d'estrelles embrionaries de mayor masa que les estrelles T Tauri, y ta contraer pa entrar na secuencia principal. El so tipu espectral ye B8II y la so masa envalórase ente 2 y 10 mases solares. Anque'l so lluminosidá ye 40 vegaes la del Sol, el so rellumu ta escurecíu per una enorme nube de gas y polvu que lo arrodia.
R Coronae Australis ye una estrella variable irregular con españíos más frecuentes mientres les dómines de mayor rellumu mediu, pero tamién tien una variación periódica de llarga duración —d'unos 1500 díes y 0,5 magnitúes— que puede tar rellacionada con cambeos na so envoltura circumestelar.
R Coronae Borealis
R Coronae Borealis (R CrB) ye una estrella superxigante mariella na constelación de Corona Boreal, prototipu d'un tipu d'estrelles variables que lleven el so nome. La mesma R Coronae Borealis ye una estrella que la so magnitú aparente normal ye +5,89, pero en ciclos que van dende dellos meses a munchos años, el so rellumu se atenúa hasta magnitú 14. Por ello llamó-ylo «Estrella menguante» o «Nova reversible».
R Coronae Borealis ye unes 10.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol —esta cifra ye namái averada yá que nun se conoz con exactitú la distancia a la que s'atopa— y tien una temperatura superficial de 5000 - 5500 K.
El so radiu ye unes 100 vegaes más grande qu'el radiu solar pero la so masa ye de namái 0,8 mases solares.
El espectru de R Coronae Borealis revela namái traces de hidróxenu, lo que lleva a pensar que les sos actuales capes esternes tán formaes fundamentalmente de heliu y que la estrella espulsó la so capa esterna d'hidróxenu orixinaria va tiempu.
Sofita esta idea'l fechu de que R Coronae Borealis sía especialmente rica en carbonu, elementu resultante de la fusión nuclear del heliu.
La so elevada lluminosidá conduz a una acusada perda de masa, unes 100.000 vegaes superior a la esperimentada pol Sol debíu al vientu solar.
La variabilidá de R Coronae Borealis afayóse apocayá más de 200 años pol astrónomu Edward Pigott.
Créese que'l peculiar comportamientu de R Coronae Borealis débese a l'acumuladura de polvu de carbonu na atmósfera de la estrella. La súbita cayida na lluminosidá pue ser producida pola rápida condensación de polvu, que fai qu'una gran cantidá de lluz nun pueda salir.
En determinaos momentos taríamos reparando non la estrella en sí sinón la envoltura de polvu interna que la arrodia, que la so temperatura ye llixeramente inferior a 900 K; dicha envoltura empieza a unos 100 radios estelares y tien aprosimao 25 años lluz de diámetru.
La primera d'elles sostien que mientres la evolución escontra una nana blanca ordinaria, nel fondu interior estelar produzse una violenta fusión d'heliu qu'espande les capes esternes a proporciones de superxigante.
La segunda teoría afirma qu'estes estrelles son la resultancia de la fusión de dos nanes blanques d'un sistema binariu.
R Doradus
R Doradus (P Doradus / HD 29712 / HR 1492 / HIP 21479) ye una estrella variable na constelación austral de Doráu, cerca de la llende cola constelación de Reticulum.
Alcuéntrase a 193 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Doradus ye una xigante colorada de tipu espectral M8IIIe.
Con un diámetru angular de 0,057 ± 0,005 segundos d'arcu, ye la estrella —con esceición del Sol— con un mayor diámetru aparente vista dende la Tierra.
En concretu, ye más d'un 30% mayor que Betelgeuse (α Orionis), qu'antes ostentaba'l títulu d'estrella con mayor tamañu aparente. El so radiu ye 370 vegaes más grande qu'el radiu solar; si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar, la órbita de Marte quedaría englobada dientro de la mesma estrella. Anque la so masa ye similar a la del Sol, la so lluminosidá total ye 6500 ± 1400 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, R Doradus pierde masa estelar, a razón de 2,7 × 10 mases solares cada añu.
La magnitú visual de R Doradus bazcuya ente +4,8 y +6,6 nun ciclu de 338 díes, pero ye na rexón del infrarroxu onde R Doradus ye una de les estrelles más brilloses del cielu.
En banda J —ventana nel infrarroxu cercanu centrada a 1,25 μm— ye, con magnitú -2,65, la segunda estrella más brillosa dempués de Betelgeuse (α Orionis).
Magar ta catalogada como variable semirregular de tipu SRB, tópase estrechamente rellacionada coles variables Mira.
R Geminorum
R Geminorum (R Gem / HD 34356 / HR 2671) ye una estrella variable na constelación de Xéminis.
Demasiáu alloñada por que el satélite Hipparcos pudiera midir de forma fiable la so paralax, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 2000 y 2300 años lluz.
De tipu espectral S2,9y-S8,9y, R Geminorum ye una estrella de tipu S; éstes son xigantes coloraes similares a les de tipu M, sacante en que los óxidos dominantes nel so espectru son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica, como circoniu o itriu. Son estrelles considerablemente lluminoses nes últimes fases de la so evolución estelar.
R Geminorum tien una lluminosidá 5500 vegaes superior a la lluminosidá solar —otru estudiu ufierta una lluminosidá notablemente mayor equivalente a 9600 soles—.
Otra característica d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar; nel casu de R Geminorum ésta envalórase en ~ 4 × 10 vegaes la masa solar per añu.
La midida del so diámetru angular mientres un tapecimientu llunar, 4,90 ± 1,40 milisegundos d'arcu, dexa envalorar el so diámetru real, siendo ésti 340 ~ vegaes más grande qu'el diámetru solar; dichu valor, al depender de la distancia —que nun ye bien conocida— y del erru inherente a la mesma midida, tien un calter namái averáu.
R Geminorum ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +6,0 y +14,0 a lo llargo d'un periodu de 369,91 díes.
Nes variables Mira —que'l so arquetipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Geminorum, amuesen emisión máser de SiO.
R Horologii
R Horologii (R Hor / HD 18242 / HR 868 / HIP 13502) ye una estrella variable na constelación de Horologium. Cuando algama'l so rellumu máximu —magnitú aparente +4,7— ye la segunda estrella más brillosa de la so constelación dempués de α Horologii. Alcuéntrase a unos 1000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Horologii ye una xigante colorada de tipu espectral M7 IIIe.
Ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +4,7 y +14,3, siendo una de les variables d'esti tipu más brillosos del hemisferiu sur.
El so periodu, de 407,6 díes, paez aumentar col tiempu, yá que enantes yera de 401,5 díes. Les variables Mira, llamaes asina pola estrella Mira (ο Ceti), son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie que provoquen cambeos nel so color y rellumu. Nun futuru non bien alloñáu R Horologii va espulsar definitivamente les sos capes esteriores y va formar una nebulosa planetaria, quedando como remanente estelar una nana blanca nel so centru.
Al igual qu'otres variables Mira como L2 Puppis, S Orionis o O Orionis, R Horologii amuesa emisión máser de monóxidu de siliciu.
R Hydrae
R Hydrae (R Hya) ye una estrella variable na constelación d'Hidra.
Alcuéntrase a unos 425 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Hydrae ye una xigante colorada de tipu espectral M7IIIe con una temperatura superficial de 3028 K. Con un radiu aprosimao 460 vegaes más grande qu'el radiu solar —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular, 33 milisegundos d'arcu—, la so lluminosidá ye unes 40.000 vegaes superior a la del Sol.
Anque la so masa ye bien malo d'evaluar, piénsase que pue tar en redol a los dos mases solares.
Ta catalogada como una estrella de tecneciu, elementu qu'apaez nel so espectru.
R Hydrae ye una estrella doble con una separación visual de 22 segundos d'arcu ente los dos estrelles.
La compañera visual tien magnitú 12 pero paez que nun forma un verdaderu sistema binariu con R Hydrae.
R Hydrae ye una variable Mira que la so magnitú aparente varia ente +3,5 y +10,9 a lo llargo d'un periodu de 389 díes. Con rellumu máximu ye visible a simple vista, ente que con rellumu mínimu precísase un telescopiu de siquier 5 cm pa poder reparala.
Pero en banda K —ventana nel infrarroxu cercanu centrada a 2,2 μm— ye, con magnitú -2,66, la quinta estrella más brillosa del cielu dempués de Betelgeuse (α Orionis), R Doradus, Aldebarán (α Tauri) y Arturu (α Bootis).
R Hydrae foi la tercera variable Mira afayada dempués de Mira (ο Ceti) y χ Cygni. Paez que la estrella yá foi reparada por Johannes Hevelius en 1622 cuando iguó'l so catálogu estelar, magar nun alvirtió la so variabilidá. Nun sería hasta 1704 que Jacques Philippe Maraldi afayó la naturaleza variable de R Hydrae.
El periodu de variación de R Hydrae foise encurtiando col intre del tiempu. Enantes del añu 1700 yera d'unos 495 díes, en 1900 yera de 420 díes, y a partir de 1950 caltúvose nel so valor actual.
Estos cambeos tán rellacionaos cola estructura de la mesma estrella, onde esiste un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu. Al so alredor esiste una capa de heliu envolubrada de la mesma nuna capa especial» de hidróxenu, tou ello arrodiáu por una enorme envoltura inerte d'hidróxenu.
La capa d'heliu y l'especial d'hidróxenu, dambes aptes pa la fusión nuclear, enciéndense dacuando, l'heliu tresformándose en carbonu y oxíxenu, y l'hidróxenu n'heliu.
R Leonis
R Leonis (R Lleo / HD 84748 / HR 3882 / HIP 48036) ye una estrella variable na constelación de Lleo alcontrada 5º al oeste de Regulus (α Leonis) y al nordés de Subra (ο Leonis).
Cuando ta en rellumu máximu ye visible a simple vista, ente que nel mínimu ye necesariu un telescopiu de siquier 7 cm pa poder vela. Afayóse en 1782 por J.A. Koch, siendo la cuarta variable conocida dempués de Mira (ο Ceti), χ Cygni y R Hydrae.
Acordies coles midíes más recién, R Leonis alcuéntrase a 240 años lluz del Sistema Solar, siendo una de les variables Mira más cercanes.
Con un periodu de 312 díes, el so rellumu varia ente magnitú aparente +4,40 y +11,30, lo que supón un aumentu de la so lluminosidá nun factor de 575 dende'l mínimu. Como toles variables Mira, R Leonis ye una xigante colorada que'l so tipu espectral, en mínimu rellumu, ye M8 III.
Nesta clase de variables, la superficie estelar nun ta bien definida y la midida directa del diámetru angular depende de la llargor d'onda emplegada según del momentu del ciclu nel que s'atope la estrella.
Amás, observaciones efectuaes col Telescopiu espacial Hubble amosaron que la forma de R Leonis nun ye esférica sinón elipsoidal —con forma de güevu—, siendo'l so diámetru aparente 70 × 78 milisegundos d'arcu.
Ello pue ser la resultancia de pulsaciones non radiales —la estrella nun s'espande igual en toes direcciones— o puede ser una ilusión óptica causada por manches escuros na so superficie.
Por tou ello, la midida del so radiu —por interferometría y tapecimientu llunar— da llugar a valores que van dende 1 UA a 2 UA.
Les variables de llargu periodu son estrelles bien evolucionaes que s'espandieron como xigantes per segunda vegada y que'l so interior ta formáu por oxíxenu y carbonu inertes. Nun determináu momentu desestabilícense, empezando a púlsar —espandiéndose y contraer—, lo qu'anicia la variabilidá. La gran variación nel espectru visible ye frutu de les fluctuaciones de temperatura producíes pola pulsación, pero la variación na so lluminosidá total —y nel infrarroxu— ye muncho menos acusada.
Nel momentu de la so nacencia, envalórase que R Leonis tenía una masa de 1,5 mases solares.
Güei, al igual qu'otres estrelles asemeyaes, R Leonis pierde masa estelar a un ritmu bien fuerte; el material circundante emite potentes máseres de monóxidu de siliciu (SiO) y hidroxilo (OH), onde les molécules emiten microondes asemeyaes a les d'un láser. L'agua tamién ta presente. Les fluctuaciones del máser de SiO impliquen un campu magnéticu y la posible presencia d'un planeta.
R Leporis
R Leporis (R Lep / HD 31996 / HR 1607) ye una estrella variable de la constelación de Lepus, cerca de la llende con Eridanus. Visualmente ye una estrella d'un color coloráu vívido, que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +5,5 y +11,7. Descubierta por John Russell Hind en 1845, ye tamién conocida como «Estrella carmesí de Hind».
A una distancia averada de 1100 años lluz, R Leporis pertenez a la rara clase d'estrelles de carbonu, siendo'l so tipu espectral C6. Nestes estrelles, los compuestos de carbonu nun dexen pasar la lluz azul, polo que tienen un color coloráu intensu.
En R Leporis la rellación carbonu-oxíxenu envalorada ye 1,2, más del doble que la esistente nel Sol.
Tien un radiu ente 480 y 535 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,2 - 2,5 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte. La so temperatura superficial, desaxeradamente baxa pa una estrella, ta entendida ente 2050 y 2290 K. Relluma con una lluminosidá ente 5200 y 7000 vegaes superior a la del Sol, siendo la mayor parte de la enerxía radiada como radiación infrarroxo.
R Leporis ye una estrella variable Mira, variando en tamañu, temperatura y lluminosidá. El so periodu d'oscilación ye de 430 díes, anque superpuestu a ésti esiste un periodu más llargu, d'unos 40 años. L'orixe del periodu más llargu pue tar rellacionáu cola espulsión d'un cascu de polvu per parte de la estrella.
R Lyncis
R Lyncis (R Lyn / HD 51610 / HIP 33824) ye una estrella variable na constelación de Llobu cerval.
Demasiáu alloñada por que el satélite Hipparcos pudiera midir de forma fiable la so paralax, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 2800 y 3100 años lluz.
De tipu espectral S2.5,5y-S6,8y, R Lyncis ye una estrella de tipu S, una xigante colorada similar a les de tipu M, pero en que'l so espectru los óxidos dominantes son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica.
Otra característica d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar, que nel casu de R Lyncis envalórase en ~ 3,5 × 10 vegaes la masa solar per añu.
Coles mesmes, R Lyncis ye una estrella bien lluminosa, ente 5600 y 9300 vegaes más qu'el Sol.
Distintes midíes del so diámetru angular per aciu interferometría dan valores ente 5,23 y 6,10 milisegundos d'arcu, lo que dexa envalorar el so diámetru real de forma averada nunos 550 radios solares.
R Lyncis ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,2 y +14,3 a lo llargo d'un periodu de 378,75 díes.
Nes variables Mira —que'l so arquetipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa R Lyncis, amuesen emisión máser de SiO.
R Lyrae
R Lyrae (R Lyr / 13 Lyrae) ye una estrella variable de magnitú aparente media +4,20 na constelación de Llira.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 298 años lluz del Sistema Solar.
R Lyrae ye una xigante colorada de tipu espectral M5III.
La so temperatura superficial ye de 3181 ± 51 K y relluma con una lluminosidá 382 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La mayor parte de la so radiación ye emitida como lluz infrabermeyo, siendo la so magnitú absoluta en banda K —nel infrarroxu cercanu— de -6,64. Por ello, nesta rexón del espectru, la so lluminosidá equival a la de 9700 soles.
Presenta una metalicidá considerablemente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,29).
La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 13,60 ± 0,60 milisegundos d'arcu.
Sicasí, n'otra midida realizada na rexón del espectru centrada a 0,8 μm llogróse un diámetru enforma mayor de 18,02 milisegundos d'arcu.
Considerando un valor entemediu, el so diámetru real ye unes 150 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo ésti namái un valor emponedor.
R Monocerotis
R Monocerotis (R Mon / BD+08 1427 / PLX 1550) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu. Alcuéntrase aprosimao a 2500 años lluz de distancia del Sistema Solar.
R Monocerotis ye una estrella masiva asitiada nel estremu sur de la nebulosa mista d'emisión y reflexón NGC 2261, conocida tamién como «Nebulosa variable de Hubble». Ye una estrella T Tauri bien nueva —en procesu de formación— con una edá que puede ser de namái 300.000 años. Ta arrodiada d'un discu de polvu que'l so tamañu ye similar al del Sistema Solar, que'l so rellumu camuda de forma irregular reflexando o volviendo radiar la enerxía proveniente de la estrella. Esti aníu toroidal qu'arrodia la estrella provoca un fluxu bipolar asimétricu del mesmu tipu que'l reparáu en oxetos Herbig-Haro. Amás, R Monocerotis ye una estrella variable que'l so rellumu varia ente magnitú +11,00 y +13,80.
La masa de la estrella principal pue tar en redol a 10 mases solares con un radiu'l doble qu'el radiu solar, ente que la masa de la estrella secundaria pue ser 1,5 vegaes mayor que la del Sol. La distancia ente dambes ye de 500 UA.
R Puppis
R Puppis (R Pup / HD 62058 / HR 2974) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente media +6,61, ye una estrella alloñada que s'atopa a una incierta distancia de 4800 pársecs (15.600 años lluz).
Al igual que V384 Puppis —visualmente a 2,5 minutos d'arcu—, forma parte del cúmulu abiertu NGC 2439 y ye la so estrella más brillosa.
R Puppis ye una superxigante mariella de tipu espectral F9Ia o G2Ia con una temperatura efectivo de 5890 K.
Wezen (δ Canis Majoris) y Sadr (γ Cygni) son dos brillosos exemplos de superxigantes d'esta clase.
De gran tamañu, el radiu de R Puppis ye 400 vegaes más grande qu'el del Sol y la so lluminosidá ye 54.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 2 × 10 mases solares per añu.
La variabilidá de R Puppis afayóse por Benjamin Apthorp Gould en 1879.
Ta catalogada como una variable semirregular SRD —al igual que SX Herculis— con una variación de rellumu ente magnitú +6,50 y +6,71, nun esistiendo nengún periodu conocíu.
R Sculptoris
R Sculptoris (R Scl / HD 8879 / HR 423) ye una estrella variable na constelación de Sculptor. Ye un interesante oxetivu pal astrónomu aficionáu, yá que combina un ampliu rangu de variabilidá, escelentes estrelles coles que comparar y un intensu color coloráu.
A una distancia averada de 1550 años lluz, R Sculptoris ye una estrella de carbonu de tipu espectral C6II. Nestes estrelles los compuestos de carbonu nun dexen pasar la lluz azul, polo qu'amuesen un intensu color coloráu. Pierden gran cantidá de material de les sos capes esteriores al traviés del vientu estelar; en delles d'elles esiste una capa separada de gas y polvu que les arrodia. Anque polo xeneral tán apoderaes por una única temperatura, dalgunes —como R Sculptoris— amuesen evidencia d'un componente polvoriento secundariu más fríu, que se manifiesta por un escesu nel infrarroxu alloñáu. Piénsase qu'esti escesu ye por cuenta de la esistencia d'una capa de polvu alloñada de la estrella.
R Sculptoris ye una estrella variable semirregular, que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +9,10 y +12,90 a lo llargo d'un periodu de 370 díes. L'amplitú de la oscilación paez ser, sicasí, variable.
Visualmente a 10 segundos d'arcu esiste una estrella acompañante de magnitú 11,9, que comparte movimientu propiu con R Sculptoris.
R Scuti
R Scuti (R Sct / HD 173819 / HR 7066 / HIP 92202) ye una estrella variable na constelación de Scutum. El so rellumu varia ente magnitú aparente +4,5 y +8,2.
Alcuéntrase a 870 ± 20 años lluz del Sistema Solar, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos.
R Scuti ye una estrella superxigante de tipu espectral K0Ibpv —que puede llegar a cayer hasta M3— con una temperatura superficial variable ente 4750 y 5250 K. Ye una variable RV Tauri, grupu d'estrelles pulsantes qu'alternen mínimos pocu fondos con otros más acusaos. El so estáu evolutivu ye inciertu, pero créese que, con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu, atopar nun estáu de transición enantes de refundiar les sos capes esternes. El prototipu d'estes variables ye la estrella RV Tauri. R Scuti amuesa un periodu de 142 díes ente dos mínimos fondos. Ente ellos esiste un mínimu más brillosu que fai que'l ciclu real sía de 71 díes. Cuando se consideren intervalos más llargos esti comportamientu alternante sume, pa tornar de nuevu más palantre.
La lluminosidá de R Scuti ye ente 1500 y 2000 vegaes mayor que la del Sol. Con un radiu 60 vegaes más grande qu'el radiu solar —equivalente a 0,25 UA—, alcuéntrase arrodiada por una atmósfera estendida rica en vapor d'agua según por una cubierta de polvo miles de vegaes mayor que la mesma estrella.
R Serpentis
R Serpentis (R Ser / HD 141850 / HR 5894 / HIP 77615) ye una estrella variable na constelación de Serpens, asitiada a 1,2º ESI de β Serpentis, en Serpens Caput. La so variabilidá afayóse pol astrónomu Karl Ludwig Harding en 1826, anque yá figura nuna carta estelar de Joseph Lepaute Dagelet de 1783.
R Serpentis ye una estrella variable Mira que la so magnitú aparente varia ente +5,16 y +14,4 nun periodu de 356,41 díes. El mínimu tien llugar trescurríu'l 59% del periodu dempués del máximu rellumu; esta propiedá ye conocida dacuando como «fase» de 0,59. Como otres variables Mira, R Serpentis ye una xigante colorada escura, que'l so tipu espectral varia de M6IIIe cerca del máximu a M8IIIe cerca del mínimu. Esti tipu de variables son estrelles pulsantes con llongures período d'oscilación, que van dende los 80 hasta los 1000 díes.
Anque d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, R Serpentis alcuéntrase a 682 años lluz del Sistema Solar, otru estudiu ufierta una distancia enforma mayor próxima a los 1500 años lluz.
La midida del so diámetru angular en banda V ye de 16 milisegundos d'arcu, magar l'erru en tala midida ye de casi'l 50%; esta cifra, considerando que la distancia a la que s'atopa ye de 682 años lluz, dexa evaluar de forma averada el so radiu, resultando ser unes 360 vegaes más grande qu'el del Sol.
R Trianguli Australis
R Trianguli Australis (R TrA) ye una estrella variable na constelación de Triangulum Australe.
Alcuéntrase a 601 pársecs (1960 años lluz) del Sistema Solar.
R Trianguli Australis ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,33 y +7,00 a lo llargo d'un periodu de 3,3893 díes.
Amás detectóse que dichu periodu amontar col tiempu a razón de 0,23 segundos per añu.
De tipu espectral mediu F7Ib/II, la so temperatura efectivo ye de 6121 K.
Tien un radiu 25,3 vegaes más grande qu'el radiu solar —menos de la metá del d'otres conocíes cefeides como Mekbuda (ζ Geminorum), β Doradus o W Sagittarii— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
Tien una masa envalorada 2,4 vegaes mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmu averáu de 3 × 10 mases solares per añu. 
R Trianguli Australis presenta un conteníu metálico ye similar a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,06.
Tocantes a otros elementos evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de azufre y nitróxenu; nel otru estremu, la so bayura relativa de praseodimiu ye menos de la metá de l'atopada nel Sol ([Pr/H] = -0,33).
R Virginis
R Virginis (R Vir) ye'l nome d'una estrella variable na constelación de Virgu. Afayóse pol astrónomu Karl Ludwig Harding en 1809.
R Virginis ye una xigante colorada de tipu espectral M4.5IIIe. Midíes realizaes per aciu el Interferómetro Keck dexaron llograr el valor averáu del so radiu, 130 vegaes mayor qu'el radiu solar, y de la so temperatura, 3800 K.
R Virginis ye una estrella variable Mira que la so magnitú aparente varia ente +6,1 y +12,1 nun periodu de 145,64 díes. Esti tipu de variables son xigantes pulsantes de tipos espectrales tardíos —M, C o S— con llongures período d'oscilación, que van dende los 80 hasta los 1000 díes. Davezu pierden masa estelar a razón d'una millonésima de la masa solar cada añu.
Tienen redolaes circumestelares de CO y HO percima de la fotosfera estelar qu'absuerben y reemiten la radiación proveniente de la estrella.
Analís al respeutu suxuren que na redolada circumestelar de R Virginis, les molécules (predominantemente de HO) responsables de la mayor parte de la opacidá molecular formar a aprosimao dos veces el radiu de la fotosfera.
Al igual que Vindemiatrix (ε Virginis), piénsase que R Virginis forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
Caña horizontal
La caña horizontal (RH, n'inglés horizontal branch) ye una de les fases tardíes de la evolución estelar de les estrelles de masa entemedio (0,5 M < M < 9-10 M) y baxa metalicidá. Esta fase recibe'l so nome porque les estrelles apaecen distribuyíes de forma cuasi-horizontal nuna diagrama color-magnitú nel qu'el color utilizáu sía V-R ó B-V y la magnitú V, esto ye, son estrelles de magnitú visual casi constante pero con colores que pueden variar dende'l blancu hasta'l colloráu. Les estrelles de la caña horizontal más calientes suélense alcuéntrase a poca distancia de la secuencia principal ente que les más fríes atópense cerca de la caña de les xigantes coloraes. La magnitú visual absoluta de les estrelles de la caña horizontal suel tar ente 0,0 y 1,0, esto ye, la so lluminosidá ye d'aprosimao 50 vegaes la del Sol.
Esti periodu na fase d'una estrella correspuende col quemáu de heliu nel so nucleu y va precedíu pola fase de xigante colorada (onde s'ambura hidróxenu nuna capa alredor d'un nucleu inerte d'heliu). Compárese esto cola fase de secuencia principal, na que s'ambura hidróxenu nel nucleu.
Delles estrelles de la caña horizontal son variables RR Lyrae, que carauterícense por tener un periodu cercanu a un día. Estes estrelles úsense pa midir la distancia a oxetos na Vía Lláctea y en galaxes cercanes.
Delta Eridani
Xaronca ye'l nome que recibe la estrella δ Eridani (23 Eridani) na constelación d'Erídanu.
El so títulu, asignáu nel sieglu XX, paez que provién de la versión latinizada del segundu nome de Deneb Kaitos (β Ceti), «Xaronca Secunda», tresferíu por erru.
Tien magnitú +3,51 y alcuéntrase a 29,5 años lluz del Sistema Solar.
Xaronca ye una subxigante anaranxada de tipu espectral K1IV.
Tien una temperatura efectivo de 5075 K y la so lluminosidá ye 3,3 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so tamañu ye 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol y xira amodo sobre sigo mesma, polo qu'el so periodu de rotación pue ser d'hasta 116 díes, siendo ésti un valor máximu.
Tien una masa un 20% mayor que la masa solar.
Empezó la so vida fai 7500 millones d'años como una estrella F8V —como son na actualidá γ Pavonis o 111 Tauri— y, en rematando la fusión del so hidróxenu internu, s'espandió y esfreció en rellación a la so condiciones iniciales.
Na so siguiente etapa evolutiva, va espandise entá más y va aumentar la so lluminosidá, al tresformase nuna verdadera xigante.
Xaronca amuesa un conteníu metálico superior a la solar nun 23% ([Fe/H] = +0,09).
Otra manera, como correspuende a una estrella antigua, la so bayura de litiu ye namái la metá que nel Sol, una y bones esti elementu resulta destruyíu en redolaes d'elevaes temperatures.
Anque Xaronca foi catalogada como variable RS Canum Venaticorum —como tal apaez nel Xeneral Catalogue of Variable Stars—, piénsase que nun
ye una variable d'esta clase.
Sicasí, ye una estrella activa que'l so campu magnéticu favorez l'apaición de manches na so superficie.
Ras Algethi
Ras Algethi o Rasalgethi (α Herculis / α Her / 64 Herculis) ye una estrella de magnitú aparente +3,31 na constelación d'Hércules. Alcuéntrase a 382 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Ras Algethi, procedente del árabe "Ar-Rās al-Jāthīyy" (الرأس الجاثي), significa «la cabeza del arrodillado».
Sicasí, ente los nómades esta estrella yera conocida por "Al-Kalb ar-Rāʽi" (الكلب الراعي), «el perru del pastor», títulu que compartía con Ras Alhague (α Ophiuchi).
Los chinos llamaben a α Herculis Ti Tso, «l'asientu del emperador», según Tsin.
Per otra parte, esta estrella y delles cercanes a ella —incluyendo a ι Herculis y κ Herculis— constituyíen el asterismo Ho, una de les midíes utilizaes en China.
Ras Algethi ye un sistema estelar quíntuple, que la so estrella principal, Ras Algethi A (HR 6406), ye una superxigante o xigante colorada lluminosa de tipu espectral M5II. La so lluminosidá, nel espectru visible, ye 475 vegaes mayor que la del Sol, pero si inclúyese la enerxía que la estrella emite como radiación infrarroxo, la so lluminosidá xube hasta 17.000 soles. El so radiu, 400 vegaes más grande qu'el del Sol, ye de 1,9 UA; asitiada nel centru del Sistema Solar, la estrella estenderíase más allá de la órbita de Marte. Ye, amás, una variable irregular que'l so rellumu varia del orde d'una magnitú en periodos que van de meses a años.
Estudios fechos per aciu interferometría amuesen que tien dos compañeres bien cercanes; la primera puédese resolver namái n'ocasiones y ta dixebrada 0,02 segundos d'arcu d'ella, ente que la segunda tardienta 10 años en orbitarla.
Ras Algethi B (HR 6407) ta asitiada a 550 UA y emplega más de 3000 años en completar la órbita en redol a Ras Algethi A. De la mesma ye una estrella binaria, formada por una xigante mariella de tipu G5III y una nana blancu-mariella de tipu F2V. Separaes ente sí 0,4 UA —aprosimao la distancia de Mercuriu al Sol—, tarden 52 díes en completar la órbita.
Una nube de gas n'espansión, creada pol fuerte vientu estelar que sopla dende la superxigante colorada, envolubra a esta binaria.
Hai tamién dos compañeres más de magnitúes aparentes 11,1 y 15,5 a distancies respectives de 79 segundos d'arcu y 19 segundos d'arcu, pero que paecen ser compañeres óptiques.
Ras Alhague
Ras Alhague o Rasalhague ye'l nome de la estrella α Ophiuchi (α Oph / 55 Ophiuchi), de magnitú aparente +2,08, y la más brillosa de la constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra.
Ras Alhague ta asitiada na cabeza de la figura, y de fechu el so nome provién del árabe "ra's al hawwa", «la cabeza del encantador de culiebres».
Nes Tables Alfonsíes figura como Rasalauge, siendo'l nome orixinal alteriáu a diverses formes como "Ras Alhagas", "Ras Alhagus", "Rasalange", "Ras al Hangue", "Alhague" y "Alangue". El nome ocasional de Azalange foi rellacionáu col títulu turcu pa la constelación, magar paez más probable que tamién proceda del árabe.
En China esta estrella yera conocida como How, «el Duque».
Ras Alhague ye una estrella blanca de tipu espectral A5, un pocu más brillosu que lo que correspuende a la so temperatura de 8500 K, polo qu'en cuenta de una estrella de la secuencia principal clasificar como xigante.
Piénsase qu'apocayá consumió'l so hidróxenu internu y qu'empieza les últimes etapes de la so vida con un nucleu de heliu en contracción.
Relativamente cerca del Sistema Solar —a una distancia de 46,7 años lluz—, la so lluminosidá ye 27 vegaes mayor que la del Sol y tien una incierta masa entendida ente 2 y 4 mases solares.
Coles mesmes, paez que ye llixeramente variable con una fluctuación de rellumu de 0,11 magnitúes, recibiendo la denominación de variable provisional NSV 9189.
Per otra parte, Ras Alhague ye una estrella binaria que la so tenue compañera, visualmente a mediu segundu d'arcu, completa una órbita alredor de la estrella principal cada 8,7 años. La separación averada ente dambes ye de 7 UA.
Ras Elased Australis
Ras Elased Australis, o a cencielles Ras Elased, ye'l nome de la estrella ε Leonis (ε Lleo / 17 Leonis), la quinta más brillosa na constelación de Lleo con magnitú aparente +2,97.
El nome de Ras Elased Australis tien un orixe mistu: "Australis", provién del llatín y significa «Sur», ente que "Ras Elased" vien del árabe "Al ras al rustíi al janubiyyah", «la Estrella del Sur de la Cabeza del Llión». Por ello tamién la conoz como Algenubi, nome utilizáu pa designar a delles estrelles distintes.
Na antigua Babilonia, ε Leonis marcaba la decimocuarta constelación eclíptica, "Rishu A.", «la Cabeza del Llión».
Na astronomía china yera Ta Tsze, «el Príncipe Herederu»; coles mesmes, esta estrella y Rasalas (μ Leonis) yeren conocíes como Tsze Fe.
Ras Elased Australis ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G1II asitiada a 251 años lluz de distancia. Con una temperatura de 5300 K, les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de Capella B (α Aurigae) o Sham (α Sagittae).
Relluma con una lluminosidá 360 vegaes superior a la del Sol y xira sobre sigo mesma amodo —la so velocidá de rotación ye de 5,7 km/s, siendo esti namái la llende inferior—, lo qu'implica que el so periodu de rotación ye igual o inferior a 200 díes.
Teniendo en cuenta que cuánto mayor ye la masa d'una estrella más curtia ye la so vida, Ras Elased Australis, con una masa 4 vegaes mayor qu'el Sol, puede vivir unos 165 millones d'años desque se formó como una estrella azul de la secuencia principal. Al acabar la fusión del hidróxenu en heliu, ta entrando na fase de xigante colorada; nesti primer estadiu, de curtia duración, el color ye mariellu, pero'l tamañu aumentó considerablemente —el so diámetru ye 23 vegaes más grande qu'el diámetru solar—. Nun futuru próximu va convertir nuna verdadera xigante colorada.
Rasalas
Rasalas ye'l nome de la estrella μ Leonis (μ Lleo / 24 Leonis), na constelación de Lleo.
Tien magnitú aparente +3,88 y alcuéntrase a 124 años lluz del Sistema Solar.
Asitiada en partir norte de la cabeza del lleón, el nome de Rasalas provién d'una palabra árabe que precisamente alude a la so posición.
Los árabes llamaben a esta estrella y a Ras Elased Australis (ε Leonis) "Al Ashfār", «les ceyes». 
Mu Leonis tamién recibe los nomes de Ras Elased Borealis —"Borealis" significa norte en llatín— y Alshemali. 
Rasalas ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4500 K.
Tien una lluminosidá 65 vegaes superior a la del Sol y un radiu 13 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so masa ye ente un 50% y un 70% mayor que la masa solar.
A diferencia d'otres xigantes naranxes en que'l so interior el heliu tresformar en carbonu y oxíxenu, Rasalas atopar nun estadiu tempranu del so evolución, con un nucleu de heliu entá contraer. Por cuenta de ello, el so rellumu va dir n'aumentu —nun factor ente 10 y 20— nos próximos 50 millones d'años.
Tamién hai que señalar la elevada metalicidá d'esta estrella ([Fe/H] = +0,31), con un conteníu relativo de fierro que dobla al esistente nel Sol. Ello implica una gran bayura en metales nel llugar de nacencia de la estrella.
Coles mesmes ye una xigante bien rica en cianóxenu —al igual que φ Aurigae o 18 Librae—, siendo tamién catalogada como K2IIbCN2.
Regulus
Regulus o Régulu (α Leonis / α Lleo / 32 Leonis / GJ 9316) ye'l nome de la estrella más brillosa de la constelación de Lleo. Ye una de los cuatro «estrelles reales» mesopotámiques, xuntu a Aldebarán (α Tauri), Antares (α Scorpii) y Fomalhaut (α Piscis Austrini). Visualmente ye de color azul y tien una magnitú aparente de +1,35. Alcuéntrase casi sobre la eclíptica.
El nome más común de la estrella, Regulus, procede del llatín y significa «pequeñu rei».
El so orixe hai que buscalo nel diminutivu del so anterior nome, Rex, equivalente al Βασιλίσκος de Ptolomeo.
Dichu títulu provién de la creencia qu'esta estrella gobernaba los asuntos celestiales, creencia que perduró dende'l 3000 e.C. hasta'l sieglu XVI.
Por ello, como Sharru, «el rei», señalaba la decimoquinta constelación eclíptica de Babilonia; na India yera Maghā, «la poderosa», en Sogdiana, Magh, «la grande» y en Persia, Miyan, «el centru».
Otru nome tamién utilizáu, Basiliscus, ye d'orixe griegu. Tamién ye conocida pol nome Qalb Al Asad, del árabe قلب الأسد "qalb[o] al-´rustíi", que significa «el corazón del lleón». Esta frase dacuando avérase a Kabeleced o se traduz al llatín como Cor Leonis, nome pol que d'antiguo se conocía a esta estrella pol allugamientu qu'ocupa nel cuerpu de la figura celestial.
Regulus ye un sistema estelar cuádruple que falta 77 años lluz del Sistema Solar. El sistema ta compuestu pola estrella principal, Regulus A, una estrella blancu-azulada de tipu espectral B7V, y una compañera tenue de magnitú +8,13, alcontrada visualmente a 175 segundos d'arcu. Esta postrera, dixebrada siquier 4.200 UA de Regulus A, ye de la mesma una estrella binaria compuesta por dos estrelles menos lluminoses qu'el Sol: Regulus B, una nana naranxa de tipu K1-2V, y Regulus C, una nana colorada de tipu M5V. Regulus B y Regulus C tán dixebraes ente sí 100 UA y completen una órbita cada 2.000 años.
Pela so parte, Regulus A ye una binaria espectroscópica, que la so estrella acompañante tien un periodu orbital de 40,11 díes. Los analises suxuren que ye una nana blanca con una masa escepcionalmente baxa de 0,3 mases solares, bien per debaxo de la llende inferior de 0,55 mases solares que la teoría de la evolución estelar establez pa esti tipu d'estrelles. Distante 0,35 UA de Regulus A, puede especulase que nel pasáu la nana blanca foi una xigante lluminosa —muncho más brillosa que Regulus güei— que tresfirió gran parte de la so masa a l'actual Regulus.
Regulus A ye una estrella de secuencia principal, esto ye, al igual qu'el Sol, el so enerxía ye producida nel so centru pol tresformamientu per aciu fusión nuclear del hidróxenu en heliu. Sicasí, la so lluminosidá ye enforma mayor que la solar: na parte visual del espectru ye 140 vegaes más lluminosa y, si inclúyese la importante cantidá de radiación ultravioleta emitida pola estrella, la so lluminosidá aumenta hasta 240 vegaes la del Sol. La so temperatura efectivo ye de 12.000 K.
Mientres décades los científicos constataron que Regulus A rota sobre sigo mesma muncho más rápido que'l Sol, con un periodu de rotación de namái 15,9 hores, cuando'l Sol emplega más de 25 díes. Por cuenta de la so rápida rotación, Regulus nun tien forma esférica, sinón que ta notablemente esnachada nos sos polos. Esto provoca'l escurecimientu gravitatoriu: los sos polos son considerablemente más calientes y cinco veces más brillosos qu'el so ecuador. Ello ye que si rotara tan solo un 16% más rápidu, la fuerza gravitatorio nun podría compensar la fuerza centrífugo y l'estrella acabaría desintegrándose.
Regulus B ye una estrella asemeyada a Alfa Centauri B, con un 31% de la lluminosidá del Sol y una masa en redol al 80% de la masa solar. Regulus C ye bien pequeña y tenue, con una lluminosidá de namá'l 0,31% de la solar y una quinta parte de la masa del Sol.
Rho Aquilae
Rho Aquilae (ρ Aql / 67 Aquilae / HD 192425 / HR 7724) ye una estrella de magnitú aparente +4,95. A pesar de la so denominación ta asitiada na constelación de Delphinus, el delfín; mover dende la llende d'Aquila a Delphinus en 1992. Anguaño ye la séptima estrella más brillosa nesta última constelación. Recibe'l nome, pocu utilizáu, de Tso Ke, del mandarín 左旗 "zuǒqí", que significa «la bandera esquierda».
Asitiada a 153 años lluz de distancia del Sistema Solar, Rho Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal, esto ye, la enerxía emitida ye producida pola fusión nuclear de hidróxenu en heliu. De tipu espectral A2V, tien una temperatura superificial de 8870 K.
Ye una estrella de carauterístiques asemeyaes a Alfecca Meridiana (α Coronae Australis) y, en menor midida, a Siriu (α Canis Majoris). El so diámetru ye 1,95 vegaes mayor qu'el del Sol y la so lluminosidá equival a 21 vegaes la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 165 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 14 hores.
La teoría d'estructura estelar axudica una masa de 2,1 mases solares para Rho Aquilae y amuesa que ye una estrella bien nueva con una edá entendida ente 50 y 165 millones d'años, lo que supón una parte bien pequeña del tiempu que va emplegar fundiendo hidróxenu —unos 1000 millones d'años—.
Como otres estrelles asemeyaes —vease Denébola (β Leonis)—, paez tar arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Rho Arietis
La denominación de Bayer Rho Arietis (ρ Ari / ρ Arietis) designa trés distintos estrelles na constelación d'Aries:
Rho Bootis
Rho Bootis (ρ Boo / 25 Bootis / HD 127665) ye una estrella na constelación de Boyero de magnitú aparente +3,57. Forma una doble óptica con σ Bootis, siendo la separación ente dambes de 52 minutos d'arcu. En realidá nun formen un verdaderu sistema binariu, pos mientres Rho Bootis alcuéntrase a 149 años lluz del Sistema Solar, σ Bootis alcuéntrase a un terciu d'esta distancia. 
Rho Bootis ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III con una temperatura efectivo de 4400 K. La so lluminosidá ye 112 vegaes mayor que la del Sol, con un diámetru, llográu a partir de la midida del so diámetru angular, 18,6 vegaes mayor que la solar. La so velocidá de rotación ye bien baxa, 1,3 km/s, dando llugar a un llargu periodu de rotación de 1,89 años a lo más, siendo éstos valores llende, yá que se desconoz l'enclín del so exa de rotación al respective de nós. Piénsase que ye una estrella xigante que'l so rellumu ta aumentando per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu.
Una compañera visual a 42 segundos d'arcu y magnitú 12 ye una estrella na mesma llinia de visión, ensin una rellación física real con Rho Bootis.
Na tradición astronómica china, (), ye la constelación de la llanza celestial y qu'arrexunta a un asterísmo formáu poles estrelles centrales de la figura del boyero: ρ Bootis, ε Bootis y σ Boötis. Arriendes d'ello, ρ Bootis ye denominada como la tercer estrella de la llanza celestial: ()
Rho Capricorni
Rho Capricorni (ρ Cap / 11 Capricorni) ye una estrella de magnitú aparente +4,81 na constelación de Capricorniu.
Ensin nome propiu habitual, dacuando conocer como Bos, «güe» o «vaca» en llatín.
Rho Capricorni ye una estrella binaria que la so componente principal ye una estrella de la secuencia principal —antes catalogada como subxigante— de tipu espectral F3V y magnitú +5,01.
Tien una temperatura efectivo de 6741 - 6763 K y la so masa envalorada ye un 32% mayor que la masa solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o superior a 87,7 km/s.
Tocantes a la componente secundaria, namái se conoz la so magnitú, +7,06. 
Los dos componentes fueron resueltes per aciu interferometría de moteáu, siendo la separación visual ente elles de 1,163 segundos d'arcu, lo que se traduz nuna separación ente elles de, siquier, 33 UA.
El sistema tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu nuna estrella— llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,06) y una edá envalorada de 1500 millones d'años.
Rho Capricorni forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, qu'inclúi, ente otres estrelles, a 78 Ursae Majoris, ξ Bootis y 45 Bootis, toes elles de carauterístiques asemeyaes a Rho Capricorni.
Rho Cassiopeiae
Rho Cassiopeiae (ρ Cas / 7 Cassiopeiae / HD 224014) ye una estrella hiperxigante na constelación de Cassiopeia. Ta asitiada al suroeste de Caph (β Cassiopeiae), al noroeste de Schedar (α Cassiopeiae) y al este de M52 y NGC 7635. Alcuéntrase bien alloñada, a unos 10.000 años lluz del Sistema Solar, pero a pesar de la distancia ye visible a simple vista.
Rho Cassiopeiae ye una hiperxigante mariella de tipu espectral G2Ia. Esta clase d'estrelles son oxetos particularmente raros de los que namái hai siete conocíos na Vía Lláctea. Con una temperatura superficial de 7300 K, la lluminosidá de Rho Cassiopeiae, la mayor parte como lluz visible, ye de 550.000 soles. El so radiu, unes 450 vegaes mayor qu'el del Sol, equival a 2,15 UA. Asitiada nel centru del sistema solar, los cuatro primeros planetes, incluyida la Tierra, quedaríen englobados dientro de la mesma estrella. Ye una de les estrelles conocíes de mayor tamañu.
Rho Cassiopeiae ye una estrella de lluminosidá variable. La so variabilidá nun ye bien conocida y ye considerada una variable irregular o semirregular. La so magnitú aparente habitual ye +4,52, pero en 1946 baxó hasta magnitú 6. Lo mesmo asocedió en 2000-2001, cuando produció unu de los mayores estallíos conocíos, espulsando un 3% de la masa solar, l'equivalente a 10.000 vegaes la masa de la Tierra. Paez que sufre estes erupciones cada 50 años aprosimao —datos previos suxuren erupciones en 1893 y 1945—. Cuando camuda la so lluminosidá, tamién el so tipu espectral varia ente F8 y K5, anque en 1946 llegó a M5.
Tres la erupción de 2000, l'atmósfera de la estrella tuvo pulsiando de forma estraña. Les sos capes esteriores paecen tar colapsando de nuevu, como asocedió enantes del so postreru estallíu. Los astrónomos piensen qu'una erupción entá mayor puede ser inminente. Ello ye que espérase qu'esplote como supernova nun futuru cercanu.
Rho Centauri
Rho Centauri (ρ Cen / HD 105937 / HR 4638) ye una estrella de la constelación de Centauru de magnitú aparente +3,96.
Alcuéntrase a 342 años lluz del Sistema Solar. 
De tipu espectral B3V, Rho Centauri ye una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión nuclear del hidróxenu nel so interior.
Neto a Benetnasch (η Ursae Majoris), ye muncho más caliente que nuesu Sol, algamando'l so temperatura efectivo los 19.500 K.
Ye 2800 vegaes más lluminosa qu'ésti, con un diámetru 3,8 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 110 km/s.
La so masa ye 7 vegaes mayor que la masa solar ente que la so edá envalórase en 27,5 millones d'años, apenes 1/170 de la edá solar.
A diferencia d'otres estrelles blancu-azulaes de Centauru como η Centauri o μ Centauri, Rho Centauri nun ye miembru de la Asociación estelar de Scorpius-Centaurus, sinón que forma parte del llamáu «Cinturón de Gould», aníu parcial d'estrelles qu'inclúi ensame d'estrelles masives y calientes de recién formación.
Rho Coronae Borealis
Rho Coronae Borealis (ρ CrB / 15 Coronae Borealis) ye una estrella na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +5,40. Visualmente ta asitiada al norte de ι Coronae Borealis y al nordés de θ Coronae Borealis y Alphecca (α Coronae Borealis).
Distante 56,8 años lluz del Sistema Solar, Rho Coronae Borealis ye una nana mariella análoga al Sol de tipu espectral G0V y 5855 K de temperatura. De masa prácticamente igual a la masa solar y con un radiu un 35% más grande qu'el radiu solar, tien una lluminosidá equivalente a 1,70 soles. El so metalicidá, basada na bayura de fierro, ye aprosimao 2/3 de la de la nuesa estrella.
Amuesa una actividá de cromosférica relativamente baxa y ye una estrella de lenta rotación, completando un xiru n'aprosimao 20 díes; esti valor ye llixeramente inferior al del Sol —25,4 díes—.
Piénsase que Rho Coronae Borealis ta cerca del final de la so etapa como estrella de la secuencia principal.
Rho Coronae Borealis tien un discu circumestelar de polvu que puede ser similar en composición al Cinturón de Kuiper del Sistema Solar, pudiendo estendese hasta 85 UA de la estrella.
En 1997 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, denomináu Rho Coronae Borealis b, con siquier la masa de Xúpiter, orbitando mui cerca de la estrella —apenes a 0,22 UA, daqué más de la metá de la distancia ente Mercuriu y el Sol— con un periodu orbital de 39,85 díes.
Propúnxose la presencia d'un segundu planeta más masivu —Rho Coronae Borealis c— nuna órbita esterior. Sicasí, analís astrométricos posteriores suxuren que'l primer planeta podría tener una masa enforma mayor que la primeramente calculada, en redol a 115 vegaes la masa de Xúpiter, nun siendo nesti casu un planeta sinón una tenue nana colorada acompañante.
Rho Cygni
Rho Cygni (ρ Cyg / 73 Cygni / HD 205435) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,00.
Anque nun tien nome propiu habitual, esta estrella, xuntu a ζ Cygni y otres estrelles cercanes más tenues, yera conocida en China como Chay Foo, «l'almacén de carros».
Alcuéntrase a 124 años lluz del Sistema Solar.
Rho Cygni ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5078 K —otres fontes señalen una temperatura daqué cimera de 5114 - 5125 K—.
Asemeyáu a la componente más brillosa de Capella (α Aurigae) o a Vindemiatrix (ε Virginis), ye menos lluminosa qu'éstes, siendo la so lluminosidá 40 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un diámetru 9,7 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra llograda a partir de la midida directa del so diámetru angular correxida pol escurecimientu de llimbu —1,82 milisegundos d'arcu—.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,26 km/s.
Rho Cygni tien una metalicidá inferior a la de Sol, con un conteníu de fierro en rellación al de hidróxenu ente'l 66% y el 79% del valor solar.
Rho Fornacis
Rho Fornacis (ρ For) ye una estrella de magnitú aparente +5,54 na constelación de Fornax, el fornu.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 269 años lluz del Sistema Solar.
Rho Fornacis ye una xigante mariellu-anaranxada de tipu espectral G6III con una temperatura efectivo de 4884 K.
Ye similar, anque daqué más caliente, que β Fornacis y π Fornacis, estrelles tamién en Fornax.
El diámetru de Rho Fornacis ye 9,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar pero la so masa ye apenes un 1% mayor que la del Sol.
Rho Fornacis ye una estrella del discu gruesu, a diferencia de la mayor parte d'estrelles de la nuesa redolada. Arturu (α Boötis) y ε Fornacis, esta postrera nesta mesma constelación, son exemplos d'estrelles del discu gruesu.
La escentricidá de la so órbita en redol al centru galácticu (y = 0,56) ye considerablemente mayor que la del Sol (y = 0,16), estrella del discu finu.
Arriendes d'ello, amuesa una baxa metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu—, inferior a la metá de la solar ([Fe/H] = -0,35).
Elementos como aluminiu, calciu y sodiu son igualmente deficitarios.
Como n'otres estrelles asemeyaes, la rellación oxíxenu/fierro ye mayor que nel Sol ([O/H] = 0,33).
Rho Geminorum
Rho Geminorum (ρ Geminorum / 62 Geminorum / HD 58946 / HR 2852) ye un sistema estelar na constelación de Xéminis de magnitú aparente +4,16.
Alcuéntrase a 59 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema, Rho Geminorum A (GJ 274 A), ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal blanca de tipu espectral F0V.
Tien una temperatura superficial de 7000 K y ye 5,4 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru ye un 60% más grande qu'el diámetru solar y, como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, rota muncho más apriesa que'l Sol —el so velocidá de rotación proyeutada ye de 63 km/s—, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 1,3 díes.
Presenta un conteníu metálico (metalicidá) aprosimao la metá que la solar.
Con una masa llixeramente inferior a 1,5 mases solares, la so edá envalórase en 6000 millones d'años.
Rho Geminorum A tien una compañera estelar de magnitú +12,5 visualmente a 3,4 segundos d'arcu.
Denominada Gliese 274 B, ye una nana colorada de tipu M5.
La separación real ente les dos estrelles ye de siquier 60 UA y el so periodu orbital supera los 370 años.
Una tercera componente paez completar el sistema.
Bien alloñada del par interior —visualmente a 12,6 minutos d'arcu de Rho Geminorum A— ta dixebrada d'ésti siquier 13.500 UA, lo que correspuende a un periodu orbital de más d'un millón d'años.
Ye una nana naranxa de tipu K2V y magnitú +7,7.
Ye una variable BY Draconis con un periodu de 11,63 díes que recibe la denominación de V376 Geminorum.
Rho Herculis
Rho Herculis (ρ Her / 75 Herculis) ye una estrella doble na constelación d'Hércules.
Los dos estrelles, separaes visualmente 4 segundos d'arcu, rellumen con magnitú aparente +4,56 y +5,42.
Alcuéntrase a 402 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La más brillosa del par, Rho Herculis A (HD 157779 / HR 6485), ye una xigante blancu-azulada de tipu espectral B9.5III. Con una lluminosidá 251 vegaes mayor que la del Sol, un diámetru 4,8 vegaes más grande qu'el de la nuesa estrella y una masa de 3,2 mases solares, paez ser más una subxigante qu'una verdadera xigante.
La so compañera, Rho Herculis B (HD 157778 / HR 6484), ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V, 103 vegaes más lluminosa que'l Sol, con un radiu de 3,4 radios solares y una masa de 2,9 mases solares. Anque dambes roten rápido, la velocidá de rotación de Rho Herculis B —291 km/s— ye claramente cimera a la de la so compañera —73 km/s—.
La separación real ente Rho Herculis A y Rho Herculis B ye de siquier 500 UA.
Piénsase que Rho Herculis A puede tener una compañera cercana, denominada Rho Herculis Aa, de la que nada se conoz.
Coles mesmes, a casi 2 minutos d'arcu, puede reparase una tenue estrella de magnitú 13, llamada Rho Herculis C; el so movimientu suxure qu'esiste una rellación física cola brillosa estrella doble.
Si ello ye asina, Rho Herculis C ye una nana naranxa con una masa averada de 0,6 mases solares.
Rho Indi
Rho Indi (ρ Ind / HD 216437 / HR 8701) ye una estrella asitiada na constelación d'Indus. La so magnitú aparente ye +6,06 y alcuéntrase a 86 años lluz del Sistema Solar. En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar orbitando alredor d'esta estrella.
Rho Indi ye una subxigante mariella de tipu espectral G4IV-V con una temperatura superficial de 5636 K. La so masa y diámetru son llixeramente mayores que los del Sol; con una masa un 7% mayor que la masa solar, tien un diámetru un 10% más grande qu'el diámetru solar. El so metalicidá, datu estrechamente rellacionáu cola presencia de sistemes planetarios, ye prácticamente igual a la del Sol.
Rho Indi puede ser una estrella antigua con una edá, basada na so actividá cromosférica, entendida ente 3.980 y 12.960 millones d'años, en función del tipu de calibración emplegáu. Otru métodu pal cálculu de la edá utilizando la temperatura efectivo y la lluminosidá dexa envalorar la edá de Rho Indi ente 7.500 y 9.700 millones d'años.
En 2002 afayóse un planeta estrasolar orbitando alredor de Rho Indi, denomináu Rho Indi b o HD 216437 b. El planeta, con una masa mínimo 2,1 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, orbita a una distancia media de la estrella de 2,7 UA. El so periodu orbital ye de 1294 díes (3,54 años).
Rho Leonis
Rho Leonis (ρ Lleo / 47 Leonis / HD 91316) ye una estrella na constelación de Lleo, asitiada a 8 minutos d'arcu de la eclíptica. Dacuando recibe'l nome de Shir, del persa «lleón».
Na antigua Babilonia señalaba la decimosesta constelación eclíptica, Maru-sha-arkat-Sharru, que'l so significáu pue ser el «cuartu fíu» o «el fíu de cuatro años tres el rei».
Rho Leonis ta bien alloñada de nós y, al igual que Deneb (α Cygni), la so distancia nun puede midise per aciu paralax. Una estimación de la mesma pue ser 3650 años lluz.
Ye una estrella binaria, que la so componente visible, Rho Leonis A, ye una superxigante azul de tipu espectral B1Ib y magnitú aparente +4,4. Extraordinariamente lluminosa, relluma con una lluminosidá 165.000 vegaes mayor que la del Sol. Como otres superxigantes tamién ye llixeramente variable, con una variación irregular de rellumu en redol al 7%. Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 55 km/s, implicando un periodu de rotación inferior a 21 díes.
23 vegaes más masiva que'l Sol, la so masa ta bien percima de la llende en que les estrelles rematen los sos díes en forma de supernova, siendo ésti'l final que lu espera a esta estrella.
Anque la so edá averada ye de namái 7 millones d'años, yá terminó nel so interior la fusión de hidróxenu, y nun va trescurrir enforma tiempu primero que sobrevenga la esplosión final.
Sobre Rho Leonis B poco se sabe, nin siquier el tipu espectral. Lo que sí ye seguro ye qu'hai de ser bien masiva tamién, yá que apenes ye media magnitú más tenue que Rho Leonis A.
El sistema estelar Rho Leonis ta relativamente alloñáu del planu galácticu, llugar de nacencia de la mayor parte de les estrelles, lo que suxure que foi movíu dende ellí por dalguna interaición gravitatoria, pudiendo ser consideráu una versión menor de les llamaes estrelles fuxitives.
Rho Ophiuchi
Rho Ophiuchi (ρ Ophiuchi / ρ Oph / 5 Ophiuchi) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +4,63.
Ye una estrella doble que les sos componentes, separaes 3 segundos d'arcu, ufierten un interesante cuadru al traviés d'un pequeñu telescopiu.
La separación real ente dambes ye de siquier 400 UA y el so periodu orbital supera los 2000 años.
El sistema alcuéntrase a 394 años lluz del Sistema Solar.
Anque les dos estrelles tienen tipu espectral B2 y una temperatura de 22.400 K, nun son igualmente lluminoses.
La estrella principal, catalogada como subxigante, ye 4900 vegaes más lluminosa qu'el Sol y ye 9 vegaes más masiva qu'ésti.
El so acompañante, una estrella de la secuencia principal, relluma con una lluminosidá 2100 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Esta postrera tien una masa de 8 mases solares.
Rho Ophiuchi atopar nuna rexón de nubes de polvu dientro de la Vía Lláctea. Envolubrando a Rho Ophiuchi esiste una brillosa nebulosa de reflexón aniciada pola lluz estelar que ye tremada per una nube de polvu interestelar.
Alredor d'esta nebulosa hai enormes y escures nubes non allumaes que s'estienden 100 años lluz al este en dirección a la constelación de Saxitariu.
Diches nubes constitúin focos activos de formación estelar.
Rho Phoenicis
Rho Phoenicis (ρ Phe) ye una estrella de magnitú aparente +5,24 encuadrada na constelación austral de Fénix.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 241 años lluz del Sistema Solar.
Rho Phoenicis ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F2III.
Con una edá de 800 millones d'años, ye una estrella evolucionada asemeyada a Caph (β Cassiopeiae), δ Scuti o ε Sextantis.
Tien una temperatura efectivo de 6782 K y una lluminosidá 35 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Ye 2,30 vegaes más masiva qu'el Sol y ye una estrella rica en metales con una bayura relativa de fierro casi'l doble que la solar ([Fe/H] = +0,29).
Rho Phoenicis ye una variable Delta Scuti qu'esperimenta llixeros cambeos de lluminosidá producíos por pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie; los enantes citaes Caph y δ Scuti son variables d'esta clase.
El periodu d'oscilación de Rho Phoenicis ye de 0,1836 díes (4,4 hores), siendo la so variación de rellumu de namái 0,04 magnitúes.
Rho Piscium
Rho Piscium (ρ Psc / 93 Piscium / HD 122066) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +5.36.
Alcuéntrase a 82 años lluz del Sistema Solar.
Rho Piscium ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F2V.
Más caliente y lluminosa qu'el Sol, tien una temperatura de 6670 - 6683 K.
Ye bien paecida a σ Bootis, η Corvi o μ Capricorni.
El so diámetru ye aprosimao un 10% más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 60 km/s, 30 vegaes más apriesa que'l Sol, una cifra habitual n'estrelles de les sos carauterístiques.
Rho Piscium tien un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos distintos a hidróxenu y heliu— inferior al del Sol, en redol a un 70% del mesmu ([Fe/H] = - 0,16).
Con una masa un 31% mayor que la masa solar, la so edá más probable ye de 1400 millones d'años.
Ye posible que sía llixeramente variable —con una variación de rellumu de 0,09 magnitúes—, polo que recibe la denominación de variable provisional NSV 506.
Rho Puppis
Rho Puppis (ρ Pup / 15 Puppis / HD 67523) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Puppis, la popa del Argo Navis, namái superada por Naos (ζ Puppis) y π Puppis.
De magnitú aparente +2,83, alcuéntrase a 63 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dacuando ye conocida col nome de Tureis, términu igualmente utilizáu pa designar a Aspidiske (ι Carinae). 
Rho Puppis ye una xigante blancu-mariella de tipu espectral F6III con una temperatura superficial de 6540 K. 22 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien un radiu 3,7 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación ye de 14 km/s —siendo este un valor mínimu—, implicando un periodu de rotación inferior a 13 díes.
Tien una elevada metalicidá, con una bayura relativa de fierro más del doble que nel Sol.
Con una masa de 1,85 mases solares, terminó apocayá la fusión nuclear de hidróxenu, polo que cabo definila más como una subxigante que como una auténtica xigante.
Rho Puppis ye una variable del tipu Delta Scuti, una estrella pulsante de menor masa qu'una cefeida. Xuntu a Caph (β Cassiopeiae), Rho Puppis ye una de les más brilloses d'esta clase. El so rellumu varia ente magnitú +2,68 y +2,87 nun ciclu principal de 0,14088 díes, esistiendo ciclos secundarios de 0,13 y 0,16 díes. Estes variaciones inflúin nel so espectru, lo que llevó a pensar nel pasáu que Rho Puppis tenía una compañera cercana, güei dafechu refugada.
Rho Sagittarii
La denominación de Bayer Rho Sagittarii (ρ Sgr) designa dos distintos estrelles na constelación de Saxitariu:
Rho Scorpii
Rho Scorpii (ρ Sco / 5 Scorpii / HD 142669 / HR 5928) ye una estrella de magnitú aparente +3,86 asitiada na constelación del Escorpión.
Alcuéntrase a 409 años lluz del Sistema Solar, perteneciendo —al igual que Antares (α Scorpii), ρ Ophiuchi o 48 Librae— a l'Asociación Scorpius Cimera, subgrupu de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus.
Rho Scorpii ye una estrella azul de la secuencia principal —tamién catalogada como posible subxigante— de tipu espectral B2 que la so temperatura superficial ye 21.150 K.
Relluma con una lluminosidá 2540 vegaes superior a la del Sol y el so radiu ye 3,75 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una edá averada de 33 millones d'años y ye 7,5 vegaes más masiva que'l Sol; xusto per debaxo de la llende pa españar como supernova, probablemente va rematar la so vida como una nana blanca masiva similar a Siriu B (α Canis Majoris B).
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 40 km/s, siendo el so período de rotación inferior a 1,4 díes.
Rho Scorpii ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 4,003 díes.
De la estrella acompañante nada se sabe, sacantes se mueve nuna órbita relativamente escéntrica (ε = 0,27).
Una tenue estrella de magnitú +12,8, visualmente a 40 segundos d'arcu, tamién paez formar parte del sistema. Comparte movimientu propiu con Rho Scorpii y, si verdaderamente ta amestada a la lluminosa estrella azul, ta dixebrada d'ella siquier 4900 UA, completando una órbita en más de 114.000 años.
Rho Tauri
Rho Tauri (ρ Tau / 86 Tauri) ye una estrella na constelación de Tauru miembru del cúmulu de les Híades.
De magnitú aparente +4,66, alcuéntrase a 158 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Rho Tauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A8V.
Tien una temperatura efectivo de 7640 ± 125 K y una lluminosidá 29 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 144 km/s y tien una masa 2,10 vegaes mayor que la del Sol.
Nel so nucleu funde hidróxenu en heliu, percorriendo'l 87% del so trayectu como estrella de la secuencia principal.
Per otra parte, Rho Tauri ye una binaria espectroscópica con un periodu de 488,5 díes.
La órbita ye pocu escéntrica (y = 0,09).
Rho Tauri tien una metalicidá cimera a la solar nun 31% ([Fe/H] = +0,12), en llinia col conteníu metálico mediu de les Híades.
Elementos como níquel, sodiu y itriu son significativamente más abondosos en Rho Tauri que nel Sol. Esti últimu elementu ye casi cuatro veces más abondosu ([Y/Fe] = +0,57), lo que tamién concuerda col eleváu nivel d'esti metal reparáu nos miembros de les Híades.
Les variables Delta Scuti, dacuando llamaes cefeides nanes, esperimenten variaciones na so lluminosidá causaes por pulsaciones radiales y non-radiales de la so superficie.
Caph (β Cassiopeiae), ρ Puppis, θ Tauri y υ Ursae Majoris son les más brilloses dientro d'esti grupu.
Rho Telescopii
Rho Telescopii (ρ Tel) ye una estrella na constelación austral de Telescopium.
Con magnitú aparente +5,18, ye la décima estrella más brillosa d'esta constelación. 
Rho Telescopii ta catalogada como una nana mariella de tipu espectral F7V. Asemeyáu a Asellus Primus (θ Bootis) o ι Piscium, Rho Telescopii ta casi cuatro veces más distante qu'estos dos estrelles, yá que s'atopa a 171 años lluz del Sistema Solar.
Tien una temperatura superficial de 6109 K.
El so radiu ye aprosimao un 30% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 68,5 ± 4 km/s, polo que rota siquier 34 vegaes más apriesa qu'el Sol.
Amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,05).
Piénsase que ye una estrella binaria, pero nada se sabe sobre'l so posible compañera estelar.
Rho Telescopii ye un probable miembru de la Asociación estelar de Tucana-Horologium, que la so edá ye de namái unos 20 o 30 millones d'años.
Ye, poro, una estrella bien nueva que dexó tras la etapa de estrella T Tauri, pudiendo ser inda una estrella pre-secuencia principal.
Dicha mocedá ye responsable de la so elevada lluminosidá en rayos X, siendo la décima estrella más brillosa nesta rexón del espectru ente les asitiaes a menos de 50 pársecs de distancia.
La so lluminosidá en rayos X ye de 65,76 × 10 W; a títulu comparativu ye 2,5 vegaes más brillosa que Deneb Kaitos (β Ceti).
Rho Tucanae
Rho Tucanae (ρ Tuc / HD 4089 / HR 187) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,39 asitiáu na constelación de Tucana. Alcuéntrase a 133 años lluz del Sistema Solar.
Rho Tucanae ye una binaria espectroscópica que la so componente principal ye una nana mariella de tipu espectral F6V, asemeyáu a Tabit (π Orionis) o γ Serpentis.
Con una temperatura efectivo de 6223 K, la so lluminosidá ye aprosimao 6 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 23,5 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 5 díes.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye bien similar a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Diversos estudios envaloren la so masa ente 1,32 y 1,57 mases solares y la so edá asítiase en redol a los 1900 - 2640 millones d'años.
La estrella acompañante ye menos masiva, pudiendo tener namá'l 28% de la masa solar, lo que correspondería a una nana colorada de baxa masa.
El periodu orbital del sistema ye de 4,82 díes y la órbita ye prácticamente circular, con una escentricidá bien pequeña (ε = 0,02).
Rho Ursae Majoris
Rho Ursae Majoris (ρ UMa / 8 Ursae Majoris) ye una estrella de magnitú aparente +4,78 encuadrada na constelación del sietestrellu.
Al pie de otres estrelles de la constelación, como Muscida (ο Ursae Majoris) y π Ursae Majoris ente otres, formaba'l asterismo árabe Al Ṭhibā᾽, «la gacela».
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 315 años lluz del Sistema Solar.
Rho Ursae Majoris ye una xigante colorada de tipu espectral M3III.
La so temperatura superficial ye de 3279 K y relluma con una lluminosidá, una vegada considerada la corrección bolométrica, 402 vegaes superior a la lluminosidá solar. Una cantidá importante de la so radiación ye emitida como lluz infrabermeyo; por ello, en banda K —nel infrarroxu cercanu—, la so lluminosidá equival a la de 1430 soles.
La midida por interferometría del so diámetru angular en banda K ye de 6,50 ± 0,80 milisegundos d'arcu.
Considerando la distancia a la que s'atopa, el so diámetru real ye 68 vegaes más grande qu'el del Sol; esta cifra ye namái averada, pos el so diámetru angular a 0,8 μm —nesti casu la midida ta correxida pol escurecimientu de llimbu— ye de 5,64 milisegundos d'arcu, lo que conduz a un diámetru menor de 59 diámetros solares.
Per otra parte, anque les observaciones del satélite Hipparcos suxuríen que Rho Ursae Majoris podía ser una estrella binaria, estudios de interferometría de moteáu d'alta precisión nun revelaron la presencia d'una compañera estelar.
Rho Ursae Majoris ye miembru de la corriente d'estrelles del sietestrellu», de la que tamién formen parte, ente otres, Alula Borealis (ν Ursae Majoris), 5 Ursae Minoris y 30 Herculis.
Rho Virginis
Rho Virginis (ρ Vir / 30 Virginis / HD 110411 / HR 4828) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,87.
Anque anguaño nun tien nome tradicional, en China recibía'l títulu de Kew Heang, «los nueve oficiales del estáu», nel cual incluyíense delles estrelles menores.
Alcuéntrase a 120 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Rho Virginis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V. El so radiu ye un 55% más grande qu'el radiu solar y ye 23 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una velocidá de rotación de siquier 154 km/s.
Ye una estrella químicamente peculiar que la so temperatura superficial ye incierta, variando según la fonte consultada ente 8800 y 9506 K. Estrella variable del tipu Delta Scuti, amuesa una variación nel so rellumu de 0,02 magnitúes. Ye muncho más nuevu que'l Sol, con una antigüedá que puede ser de namái 10 millones d'años.
Coles mesmes, forma parte del amenorgáu grupu de les llamaes estrelles Lambda Bootis, que la so naturaleza inda güei nun ye bien conocida. 
Observaciones llevaes a cabu en banda submilimétrica y infrarroxu cercanu punxeron de manifiestu la esistencia d'un discu circumestelar de polvu en redol a Rho Virginis. El discu, de 37 UA de radiu, tien una temperatura averada de 90 K.
Rho1 Sagittarii
Rho1 Sagittarii (ρ Sgr / 44 Sagittarii / HD 181577) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,93.
Comparte la denominación de Bayer «Rho» con Rho2 Sagittarii, de la que ta dixebrada visualmente 27 minutos d'arcu, pero nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
Al tar cerca del la eclíptica, Rho1 Sagittarii ye dacuando despintada por planetes; la so próxima tapecimientu por un planeta va tener llugar en febreru de 2046, cuando va ser despintada por Venus. 
Rho1 Sagittarii ye una subxigante de tipu espectral A9IV, enantes catalogada como F8IV-V.
Con una temperatura efectivo ente 7562 y 7586 K, el so radiu ye 3,2 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 82 - 94 km/s; esta cifra ye namái una llende inferior, yá que depende del enclín del so exa de rotación respectu al observador terrestre.
Presenta una metalicidá netamente cimera a la solar ([M/H] = +0,16).
Anque nel pasáu pensóse que yera una estrella binaria —la so duplicidá detectada por tapecimientu—, güei piénsase que ye una estrella solitaria ensin nenguna compañera estelar.
Alcuéntrase a 122 años lluz del Sistema Solar.
Rho3 Arietis
Rho3 Arietis (ρ Ari / 46 Arietis / HD 18256) ye una estrella de magnitú aparente +5,63 asitiada na constelación zodiacal d'Aries.
Comparte la denominación de Bayer Rho Arietis con ρ Arietis y ρ Arietis (RZ Arietis), dambes estrelles notablemente más alloñaes de nós que Rho3 Arietis; esta postrera, conocida tamién como Rho Arietis a cencielles, alcuéntrase a 115 años lluz del Sistema Solar.
Rho Arietis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F6V —similar, por casu, a Tabit (π Orionis)— con una temperatura efectivo de 6370 K.
De metalicidá asemeyáu a la del Sol, tien un diámetru 2 vegaes mayor qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá proyeutada de 17,2 km/s, resultando un periodu de rotación igual o inferior a 5,9 díes.
Rho3 Arietis tien una compañera estelar, constituyendo una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital paez ser de 3507 díes.
La edá d'esta binaria, basada na so actividá cromosférica, envalórase nunos 2000 millones d'años, ente que por xirocronoloxía —métodu que determina la edá d'una estrella pola so velocidá de rotación— la edá resultante ye de namái 790 millones d'años.
Rigel
Rigel (Beta Orionis / β Ori / 19 Orionis) ye un sistema estelar na constelación d'Orión. Anque'l so denominación de Bayer «Beta» tendría de corresponder a la segunda estrella más brillosa de la constelación, la so magnitú aparente de +0,18 asitiar de fechu como la más brillosa de la mesma, per delantre de Betelgeuse («Alfa» Orionis).
Rigel ta asitiada nel supuestu pie esquierdu de la figura del cazador Orión que formen les estrelles de la constelación. D'ende provién el so nome, del árabe "Rijl jauza al-Yusra", «el pie esquierdu del central», n'alusión a Orión.
Otru nome de la estrella, escasamente utilizáu, ye Algebar o Elgebar, deriváu del árabe "ar-Rijl al-Jabbār", «el pie del xigante».
En China yera conocida como 宿七, "Shēnxi ù Qī", «La Séptima de los Trés Estrelles». Esti interesáu nome débese a que, primeramente, el "Asterismo de Los Trés Estrelles" constaba xustamente de namái trés, el célebre Cinturón d'Orión (ver constelaciones chines). Darréu añediéronse cuatro estrelles al asterismo, pero'l nome permaneció inalteráu.
En Xapón yera conocida como 源氏星, "Genjiboshi", «La estrella de Cla Genji».
Asitiada más llueñe de les midíes fiables de paralax, les estimaciones espectroscópicas asitien a Rigel ente 700 y 900 años lluz —210 y 280 pársecs— del Sistema Solar. La meyor conxetura del satélite Hipparcos ye una distancia de 860 años lluz.
La principal componente del sistema ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B8Iab y con una temperatura superficial de 11.500 K. Estrella bien masiva —tien una masa de 18 mases solares—, relluma con una lluminosidá nel espectru visible 50.000 vegaes superior a la del Sol; si considérase la lluz ultravioleta, la so lluminosidá aumenta hasta 85.000 vegaes la emitida pol Sol. El so radiu ye igual a 73 vegaes el radiu solar —equivalente a 0,34 unidaes astronómiques—, polo que si tuviera nel llugar del Sol, estenderíase casi hasta la órbita de Mercuriu. Bien avanzada nel so evolución, lo más probable ye que nel so interior esista un nucleu inerte de heliu, magar tamién podría tar fundiendo heliu en carbonu y oxíxenu dempués de pasar pola fase de xigante colorada. Estrelles d'esta masa rematen les sos vides nuna esplosión de supernova. 
Al movese por una rexón con nebulosidades y siendo tan lluminosa, Rigel alluma delles nubes de polvu cercanu, siendo la más notable IC 2118 (la «Nebulosa Cabeza de Bruxa»). Rigel paez tamién acomuñada a la Nebulosa d'Orión, que, anque asitiada aprosimao na mesma llinia de visión, tópase casi dos veces más alloñada de la Tierra. A pesar de la diferencia de distancia, la proyección de la trayectoria de Rigel pel espaciu, considerando la so edá envalorada —unos 10 millones d'años—, asitiar orixinalmente cerca de la nebulosa. Anque Rigel ye dacuando clasificada como miembru de la Asociación estelar Orión OB1, paez tar demasiáu próxima a nós pa ser considerada un miembru real de la mesma, sacantes que —al igual que Betelgeuse (α Orionis)— fuera espulsada del so llugar de nacencia.
Rigel ye una estrella variable con pequeñes oscilaciones nel so rellumu, fenómenu pocu común en superxigantes. El rangu de variabilidá bazcuya ente 0,3 y 0,03 magnitúes, equivalente a una variación ente'l 3% y el 30%, con un periodu de 25 díes. Propúnxose que la variabilidá débese a la esistencia d'una cuarta estrella nel sistema —vease embaxo la sección Sistema estelar—, pero xeneralmente considérase que la verdadera causa anicia en pulsaciones na superficie de la estrella principal.
Sábese que Rigel ye una binaria visual siquier dende 1831, cuando foi midida per vegada primera por Friedrich Georg Wilhelm von Struve. Anque la estrella acompañante, Rigel B, tien magnitú +6,7, la so proximidá a Rigel A —más de 500 vegaes más brillosa— supón un desafíu pa telescopios de menos de 150 mm d'apertura. A la distancia envalorada del sistema, Rigel B ta dixebrada de la estrella primaria por más de 2500 unidaes astronómiques (ua); consecuentemente, nun se detectó movimientu orbital dalgunu, magar comparten movimientu propiu.
De la mesma, Rigel B ye una estrella binaria, compuesta por dos estrelles de secuencia principal dixebraes ente sigo unes 100 ua. El periodu orbital d'esta binaria ye d'unos 400 años.
Una cuarta estrella de magnitú 15 paez tamién tar acomuñada al sistema. Visualmente a 44 segundos d'arcu —que correspuende a una separación real de más de 11.500 ua— puede ser una nana de tipu K que tarda unos 250.000 años en completar una órbita en redol al brillosu tríu interior.
Rijl al Awwa
Rijl al Awwa ye'l nome pol que ye conocida la estrella μ Virginis (μ Vir / 107 Virginis).
Asitiada a 61 años lluz del Sistema Solar, ye la novena estrella más brillosa na constelación de Virgu con magnitú aparente +3,90.
El nome de Rijl al Awwa, del árabe رجل العوى "rijl al-‘awwa’", significa «el pie del (perru) lladrador».
Xuntu a δ Librae taba incluyida nel asterismo llunar acadio de "Mulu Izi", títulu tamién aplicáu a Vindemiatrix (ε Virginis). En Sogdiana yera Gasarwa, «la d'al llau del líder», siendo ésti'l asterismo llunar formáu por Syrma (ι Virginis), κ Virginis y λ Virginis.
Rijl al Awwa ye una estrella de tipu espectral F2V con una temperatura efectivo de 6715 K.
7,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien un diámetru 2,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Nun esiste unanimidá tocantes a la so velocidá de rotación proyeutada, ente 30 km/s y 47 km/s, según la fonte consultada. Sía que non, como correspuende a una estrella de les sos carauterístiques, rota muncho más apriesa que'l Sol, que la so velocidá de rotación ye de 2 km/s.
Anque según dellos autores el conteníu metálico de Rijl al Awwa ye comparable al del Sol, otru estudiu considerar una estrella de baxa metalicidá, con una bayura relativa de fierro equivalente al 60% de la solar.
Ye un 55% más masiva que'l Sol.
Tien una edá envalorada ente 1300 y 1500 millones d'años, correspondiendo a la metá de la so vida dientro de la secuencia principal.
Ross 128
Ross 128 (GJ 447 / HIP 57548 / LHS 315) ye una estrella de magnitú aparente +11,16 na constelación de Virgu, asitiada cerca de la eclíptica al sur de Zavijava (β Virginis). A 10,91 años lluz de distancia, ye anguaño la décimu-segunda (o docena) estrella más próxima al Sistema Solar y la más cercana na constelación de Virgu. Afayóse en 1925 pol astrónomu Frank Elmore Ross ya incluyida nel so «"Segunda llista de nueves estrelles con movimientu propiu"».
Como tantes otres estrelles de la nuesa redolada, Ross 128 ye una tenue nana colorada que'l so tipu espectral ye M4.5V.
Tien una temperatura efectivo de 2966 K y una masa de 0,16 - 0,18 mases solares.
El so radiu equival al 22% del que tien el Sol y la midida de la so velocidá de rotación proyeutada da un valor igual o inferior a 2 km/s.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,00.
Con una lluminosidá en redol al 0,029% de la lluminosidá solar, ye una estrella acandilante, conocida tamién pola so nome de variable FI Virginis. Dientro d'esti tipu d'estrelles, considerar más evolucionada que Proxima Centauri, siendo les erupciones menos frecuentes que nesta postrera.
Forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu, ampliu grupu que tamién inclúi otres nanes coloraes cercanes como EV Lacertae o DS Leonis. 
Los sistemes estelares más próximos a Ross 128 son Wolf 359 y Wolf 424, dambos a unos 4 años lluz de distancia.
Ross 154
Ross 154 (GJ 729) ye anguaño la octava estrella más próxima al Sistema Solar a una distancia de 9,68 años lluz.
De magnitú aparente +10,44, nun ye visible a simple vista y alcuéntrase na constelación de Saxitariu al nordés de Kaus Borealis (λ Sagittarii). Afayóse en 1925 pol astrónomu Frank Elmore Ross ya incluyida nel so «"Segunda llista de nueves estrelles con movimientu propiu"».
Como munches otres estrelles cercanes a nós, Ross 154 ye una nana colorada.
Tien tipu espectral M3.5V y una temperatura efectivo de 3240 K.
La so masa apenes supón el 17% de la masa solar ente que'l so radiu equival al 20% del que tien el Sol.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 0,4% de la lluminosidá solar.
Presenta una bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu aprosimao la metá que nel Sol.
La velocidá de rotación relativamente alta de Ross 154 —4 km/s—, indica que probablemente ye una estrella nueva, con una edá envalorada inferior a 1000 millones d'años. 
Estudios recién utilizando'l Telescopiu espacial Hubble y el Telescopiu Hale refuguen la esistencia de planetes xovianos y nanes marrones alredor de Ross 154.
Les estrelles más cercanes a ella son la Estrella de Barnard a 5,41 años lluz, Lacaille 8760 a 7,4 años lluz, y Gliese 674 a 7,7 años lluz.
Al ser una estrella acandilante —esperimenta aumentos sópitos de rellumu que se manifiesten en tol espectru electromagnéticu—, Ross 154 tamién ye conocida pol so denominación de variable V1216 Sagittarii. El tiempu mediu que trescurre ente dos llamarades importantes ye d'unos dos díes,con una medría típica nel so rellumu de 3-4 magnitúes mientres una erupción.
La intensidá de la so campu magnéticu ye de 2,6 ± 0,3 kG.
Coles mesmes, ye una fonte de rayos X que la so lluminosidá nesta rexón del espectru ye de 6,0 × 10 erg/s, modesta pa una nana colorada activa.
El Observatoriu Chandra constató un fuerte fogaral en Ross 154 qu'amontó'l conteo de rayos X nun factor de más de 100.
Ross 248
Ross 248 (Gliese 905 / HH Andromedae) ye una estrella na constelación d'Andrómeda. Afayóse por Frank Elmore Ross en 1925.
De magnitú aparente +12,29, nun ye observable a simple vista, y alcuéntrase al sur de λ Andromedae, cerca de κ Andromedae y ι Andromedae.
Ross 248 ye una de les estrelles más próximes al Sistema Solar —la novena anguaño—, a 10,30 años lluz de distancia. Sicasí, dientro de 37.100 años va asitiar a tan solo 3,03 años lluz de la Tierra, cuando va ser la estrella más próxima al Sol.
La sonda espacial Voyager 2 va pasar a 1,76 años lluz de Ross 248 dientro unos 40.200 años.
Ross 248 ye una nana colorada de tipu espectral M6.0V con una temperatura efectivo de 3058 K.
Con namá'l 13,6% de la masa del Sol y el 17 per cientu del so diámetru, la so lluminosidá equival a una diezmilésima de la lluminosidá solar.
Esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— cimeru a la solar nun 38% ([M/H] = +0,14) pero, a diferencia del Sol, ye considerada una estrella del discu gruesu.
Ross 248 ye una estrella variable del tipu BY Draconis, polo que recibe'l nome, tocantes a variable, de HH Andromedae.
Foi la primer estrella onde les pequeñes variaciones de rellumu fueron atribuyíes a manches nel so fotosfera (1950).
Echar# voz de posibles periodos de 4,2 y 120 años —según otros cinco periodos ente 60 y 91 díes— que pueden tar causaos pola presencia d'una acompañante estelar entá non detectada.
Ross 458
Ross 458 (Gliese 494) ye un sistema estelar na constelación de Virgu de magnitú aparente +9,76.
Non observable a simple vista, visualmente ta asitiáu 1,5º al norte de Vindemiatrix (ε Virginis).
Alcuéntrase a 37 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ross 458 ye una estrella binaria que la so componente principal, Ross 458 A, ye una nana colorada de tipu espectral M2Ve.
Tien una temperatura efectivo de 3496 K y una masa averada de 0,6 mases solares.
Ye una estrella magnéticamente bien activa por cuenta de la so alta velocidá de rotación de 9,6 km/s, determinada per aciu el espectrógrafu ELODIE.
Consecuentemente, tien un curtiu periodu de rotación ente 1,54 y 2,89 díes.
Presenta una metalicidá cimera a la solar ([Fe/H] ≈ 0,2 ó 0,3) y ye una estrella nueva, con una edá entendida ente 150 y 800 millones d'años.
El periodu orbital calculáu pa esti sistema ye de 14,5 años.
Los dos componentes tán dixebraes unes 0,55 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia real de siquier 6,3 UA.
L'oxetu qu'acompaña a la estrella principal, denomináu Ross 458 B, tien aprosimao tipu espectral M7V, lo que s'asitia na llende ente una estrella y una nana marrón. Utilizando modelos de evolución estelar, l'oxetu hai de tener una edá inferior a 300 millones d'años pa ser una nana marrón; en casu contrariu, algamaría la secuencia principal, siendo la so masa averada de 0,09 mases solares. Dada la incertidume esistente na edá de la estrella principal, non puede asegurase el tipu d'oxetu que ye.
Ross 458 ta catalogada como estrella acandilante y variable BY Draconis, recibiendo la denominación, tocantes a variable, de DT Virginis.
Coles mesmes, ye una fonte de rayos X.
La estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 505, asitiada a casi 4 años lluz de distancia.
En 2010 afayóse la esistencia d'un tenue oxetu que paez tar físicamente amestáu cola binaria Ross 458 AB.
Dichu oxetu, denomináu Ross 458 c, alcuéntrase visualmente a 102 segundos d'arcu de la binaria, lo qu'implica una separación de más de 1100 UA respectu al par AB.
Piénsase que pue ser una nana marrón de tipu espectral T8.
Tien una masa inferior a la llende de fusión del deuteriu —en redol a 8,5 vegaes la masa de Xúpiter— y un radiu un 25% más grande qu'el d'esti planeta.
La so temperatura averada ye de 650 ± 25 K.
Ross 614
Ross 614 (HIP 30920 / GJ 234 A/B) ye una estrella binaria asitiada a una distancia de 13,3 años lluz del Sistema Solar na constelación de Monoceros. De magnitú aparente +11,15, nun ye observable a simple vista. El gran movimientu propiu d'esta estrella foi afayáu por Frank Elmore Ross en 1927.
Ross 614 ta compuesta por dos nanes coloraes con una separación na so semiexe mayor de namái 0,932 segundos d'arcu, que correspuende a un periodu orbital de 16,6 años. La estrella principal ye de tipu espectral M4.5V y tien una masa de 0,22 vegaes mases solares; la estrella secundaria tien una masa de 0,11 mases solares —llixeramente mayor que Wolf 359, el tercer sistema más cercanu al Sol— y superior a la primeramente envalorada.
Coles mesmes, Ross 614 ye una estrella acandilante, recibiendo la denominación d'estrella variable V577 Monocerotis. Rexistráronse fogarales curtios —del orde de segundos— pero frecuentes. Nun periodu de 4,3 hores repararon cuatro fogarales.
Ross 619
Ross 619 (Gliese 299 / GJ 299 / LHS 35) ye una estrella na constelación de Cáncer asitiada cerca de la llende con Canis Minor. Alcuéntrase a 22,3 años lluz de distancia del Sistema Solar y tien magnitú aparente +12,83, polo que nun ye observable a simple vista. 
Ross 619 figura clasificada como nana colorada de tipu espectral M4.0V o M4.5V.
Sicasí, el so espectroscopia infrarroxa ye más consistente cola d'una subenana de tipu M; diverses carauterístiques del so espectru —ente otres el débil sobretono de CO a 2,29 μm— acoten el so estatus de subenana.
Relluma con una lluminosidá equivalente al 0,03% de la lluminosidá solar, siendo la so lluminosidá comparable a la de Proxima Centauri o Ross 128.
Tien una temperatura efectivo de 3300 K, con una masa equivalente al 15% de la masa solar. La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 3 km/s.
Foi catalogada como una estrella de halo, polo que puede tratase d'una estrella que proveniente del halo galácticu tea travesando'l discu de la galaxa, onde s'asitia'l Sistema Solar. Una de les estrelles de halo más conocíes ye la Estrella de Kapteyn.
La estrelles más cercanes a Ross 619 son YZ Canis Minoris y GJ 1116, respectivamente a 3,99 y 7,26 años lluz.
Rotanev
Rotanev (β Delphini / β Del / 6 Delphini / HD 196524) ye la estrella más brillosa de la constelación del Delfín con magnitú aparente +3,63. L'interesáu nome de Rotanev apaeció per primer vegada nel "Cátalogo d'estrelles de Palermo" de 1814, ensin nenguna esplicación al respeutu. Darréu, l'astrónomu Thomas Webb afayó que'l nome foi acuñáu pol ayudante del astrónomu Giuseppe Piazzi, Niccolo Cacciatore, quien invirtió'l so apellíu latinizado "Venator", conviertiéndolo en "Rotanev".
Rotanev ye una binaria espectroscópica colos sos dos componentes, de magnitúes +4,0 y +4,9, dixebraes unos 0,65 segundos d'arcu. Bien similares los dos, son subxigantes blancu-marielles de tipu espectral F5IV y 6500 K de temperatura; Rotanev A ye 18 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ente que Rotanev B ye namái 8 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella.
La velocidá de rotación d'una —o de dambes estrelles ye modesta, 40 km/s.
Per otra parte, Rotanev amuesa peculiaridaes na so composición química —específicamente nel casu del estronciu— de resultes del fundimientu o ascensu de les distintes clases d'átomos.
Sicasí, la so bayura relativa de fierro ye relativamente corriente.
El sistema alcuéntrase a 97 años lluz del Sistema Solar.
La separación media ente los dos componentes de Rotanev ye de 13 UA, anque la escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 8 y 18 UA a lo llargo del periodu orbital de 26,7 años.
El apoastru —máxima separación— tuvo llugar en 2002.
Coles mesmes, hai otros trés estrelles de poca magnitú que visualmente apaecen al pie de Rotanev, pero nun formen parte del sistema estelar.
RR Centauri
RR Centauri (RR Cen / HD 124689 / HIP 69779) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +7,45.
Encuadrada na constelación de Centauru, ta alloñada 339 años lluz del Sistema Solar.
RR Centauri constitúi una binaria de contactu que les sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l so tipu espectral A9V o F0V.
La componente primaria —con una masa de 1,85 mases solares— tien una temperatura efectivo de 7250 K y el so radiu ye daqué más grande que'l doble del radiu solar.
La componente secundaria tien el 39% de la masa del Sol, siendo la rellación de mases del sistema "q" = 0,210.
Tien una temperatura de 7188 K y el so radiu ye prácticamente igual al radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sí 3,94 radios solares o 0,018 UA.
La velocidá de rotación proyeutada midida ye de 134 km/s.
El periodu orbital d'esti sistema ye de 0,6057 díes (14,53 hores).
Dichu periodu amuesa una variación cíclica de 65,1 ± 0,4 años que la so amplitú ye de 0,0124 ± 0,0007 díes; el so orixe puede ser la presencia d'un tercer oxetu entá non reparáu.
Superpuesta a esta variación, paez esistir un aumentu secular del periodu de 1,21 × 10 díes per añu, lo que suxure qu'hai tresferencia de masa estelar dende la componente secundaria escontra la primaria.
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, RR Centauri ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,41 magnitúes nel eclís principal.
RR Lyncis
RR Lyncis (RR Lyn / HD 44691 / HR 2291) ye una estrella variable na constelación del Llobu cerval que la so magnitú aparente varia ente +5,52 y +6,03. Alcuéntrase a 272 años lluz de distancia del Sistema Solar.
RR Lyncis ye una binaria eclipsante y una binaria espectroscópica. El so órbita tien un periodu de 9,945 díes con una pequeña escentricidá de 0,08. Los tipos espectrales envaloraos de los dos componentes son A6IV pa la estrella principal y F0V pa la secundaria. La primera, una estrella subxigante, empezó a abandonar la secuencia principal, ente que la segunda inda ta nella. La componente principal ye 3,6 vegaes más lluminosa que la so compañera, siendo'l so radiu 2,57 vegaes mayor qu'el radiu solar y la so masa casi'l doble que la del Sol. La estrella secundaria tien un radiu de 1,59 radios solares y una masa de 1,51 mases solares. La separación ente dambes ye de 0,14 UA.
Propúnxose la presencia d'una tercer estrella nel sistema, de bien baxa masa y poco lluminosidá, que la so órbita sería bien escéntrica (ε = 0,96) con un periodu orbital de 39,7 años.
RR Lyrae
RR Lyrae ye una estrella variable de la constelación de la Llira que da nome a una clase d'estrelles variables, les estrelles variables RR Lyrae. Tien un periodu de variabilidá d'unes 13 hores nes que bazcuya ente magnitú aparente 7 y 8. La so naturaleza variable afayóse por Williamina Fleming en 1901 dende'l observatoriu de Harvard. Les estrelles de tipu RR Lyrae son usaes como candeles estándar asina que conocer la distancia a RR Lyrae ye fundamental pa determinar la so lluminosidá y, poro, les de les estrelles variables de la so clase.
Hasta 1997 nun se llogró una paralax de gran precisión pa poder determinar la distancia de RR Lyrae. Foi llograda pol satélite Hipparcos y, con una paralax de 4,38 ± 0,59, indicaba una distancia d'unos 230 pc o unos 700 años lluz.
Más apocayá realizáronse observaciones de la so paralax col telescopiu espacial Hubble coles que se determinó con una precisión mayor la so distancia y, poro, la so magnitú absoluta. La paralax llograda ye de 3,82 ± 0,2 milisegundos d'arcu colo que se llogra una distancia d'unos 260 pc o unos 850 años lluz. Con esta distancia envalórase que la magnitú absoluta de RR Lyrae ye de 0,61, lo que ye unes 50 vegaes la lluminosidá del Sol.
RR Ursae Minoris
RR Ursae Minoris (RR UMi / HD 132813 / HR 5589 / HIP 73199) ye una estrella variable na constelación de la Osa Menor de magnitú aparente media +4,71, la octava estrella más brillosa na so constelación magar nun tener denominación de Bayer nin de Flamsteed.
Asitiada a 398 años lluz del Sistema Solar, RR Ursae Minoris ye una fría xigante colorada de tipu espectral M4.5III que la so temperatura efectivo ye de namái 3467 K. 1950 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 126 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Si tuviera nel llugar del Sol, la órbita de Mercuriu quedaría englobada dientro de la mesma estrella.
Tien una masa de 1,6 ± 0,3 mases solares.
Ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 748,9 díes.
RR Ursae Minoris ta catalogada como una variable semirregular de tipu SRB; éstes son xigantes de tipos espectrales tardíos —M, C o S— con una periodicidá pocu definida.
Gorgonea Tertia (ρ Persei), L2 Puppis o W Bootis son variables d'esti tipu.
RR Vulpeculae
RR Vulpeculae (RR Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula que s'alcuentra 8 minutos d'arcu al sur de 32 Vulpeculae.
La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida —el satélite Hipparcos nun midió'l so paralax—, envalorándose en 1810 años lluz.
La estrella primaria tien tipu espectral A2 y la so temperatura efectivo ye de 8600 K.
La so lluminosidá ye 21 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye 2,1 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una masa de 3,15 mases solares.
La estrella secundaria ye una xigante mariella de tipu G3III con una temperatura efectivo de 5340 K.
14 vegaes más lluminosa que'l Sol, dobla en tamañu a la so compañera.
El periodu orbital del sistema ye de 5,0507 díes, tando clasificada RR Vulpeculae como una binaria eclipsante de tipu Algol. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +10,00 y +11,40, esistiendo un eclís principal pero non un eclís secundariu.
RS Cancri
RS Cancri (RS Cnc / HD 78712 / HR 3639) ye una estrella variable na constelación de Cáncer de magnitú aparente media +6,08. Alcuéntrase aprosimao a 470 años lluz del Sistema Solar.
RS Cancri ye una xigante colorada rica en oxíxenu de tipu espectral M6 IIIase y 3200 K de temperatura superficial.
Atopar nes últimes fases de la evolución estelar, amosando un escesu d'elementos del procesu-s y llinies de tecneciu nel so espectru.
Ye una estrella S intrínseca que la so actual masa envalorada ye un 20% mayor que la masa solar; sicasí, piénsase que na edá cero de la secuencia principal (ZAMS) tenía una masa de 1,5 mases solares.
Tuvo perdiendo masa estelar al ritmu de 10 mases solares per añu mientres los postreros 200.000 - 300.000 años.
Ello ye que observaciones realizaes col observatorio espacial IRAS punxeron de manifiestu la esistencia d'una envoltura separada en redol a la estrella.
De gran tamañu, RS Cancri tien un radiu 192 vegaes mayor qu'el radiu solar, equivalente a 0,90 UA.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye daqué inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,11).
Catalogada como variable semirregular SRC: —variables que la so amplitú de la variación ye d'aprosimao una magnitú y el periodu ta entendíu ente 30 y miles de díes—, el so rellumu fluctúa ente magnitú +6,2 y +7,0 con periodos de 130 y 250 díes.
RS Canum Venaticorum
RS Canum Venaticorum (RS CVn) ye una estrella variable na constelación de Canes Venatici (los perros de caza).
Ye l'arquetipu d'una clase de variables con cromosferes actives que lleven el so nome, les variables RS Canum Venaticorum.
De magnitú aparente media ye +8,22, RS Canum Venaticorum ta asitiada a 460 años lluz del Sistema Solar.
Ye una estrella binaria compuesta por una subxigante de tipu espectral F6IV y otra subxigante de tipu G8IV.
La primera d'elles tien una temperatura efectivo de 6700 K y la so masa ye un 41% mayor que la del Sol.
El so radiu ye ente un 88% y un 99% más grande qu'el radiu solar —diversos estudios dan cifres daqué distintes— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 12 km/s.
Ye 6,6 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La subxigante de tipu G tien una temperatura inferior —en redol a los 5000 K— y una masa un 44% mayor que la masa solar.
Ye, sicasí, la estrella más lluminosa del sistema, un 44% más qu'el so caliente compañera.
Los dos componentes de RS Canum Venaticorum tán bien próximes ente sigo, siendo el so periodu orbital de 4,7978 díes.
La variabilidá de RS Canum Venaticorum afayóse por Ceraski en 1914.
Ye amás una binaria eclipsante, yá identificada como tal por Cuno Hoffmeister a principios del sieglu XX, pos el planu orbital ta inclináu unos 86º respectu al planu del cielu.
Ye una estrella bien brillosa na rexón de rayos X del espectru electromagnéticu; la so lluminosidá en dicha rexón algama los 292×10 W.
RS Chamaeleontis
RS Chamaeleontis (RS Cha / 9 Chamaeleontis / HD 75747) ye una estrella variable na constelación de Chamaeleon —el camaleón— de magnitú aparente media +6,07.
Alcuéntrase a 352 años lluz del Sistema Solar.
RS Chamaeleontis ye una estrella binaria compuesta por dos estrelles de tipu A8V prácticamente idéntiques.
La componente A tien una temperatura efectivo de 8050 K y la componente B ye llixeramente más fría, con una temperatura de 7700 K.
La componente A tien una masa de 1,85 mases solares y un radiu 2,14 vegaes más grande qu'el radiu solar, ente que'l so acompañante —con 1,82 mases solares y un radiu de 2,34 radios solares— ye daqué menos masiva pero de mayor tamañu.
Les velocidaes de rotación proyeutaes son, respectivamente, 64 km/s y 70,0 km/s.
Tienen una metalicidá llixeramente cimera a la solar ([Fe/H] = +0,17).
RS Chamaeleontis ye un sistema bien nuevu; dambes componentes son estrelles pre-secuencia principal (estrelles Herbig Ae/Be) con una edá averada de namái 8 millones d'años.
Estudios espectroscópicos detectaron pulsaciones non-radiales na superficie de dambes estrelles.
RS Chamaeleontis ye una binaria eclipsante con un periodu orbital de 1,6699 díes, siendo'l semiexe mayor de la órbita 0,04 UA. El eclís principal y el secundariu son asemeyaos, con un amenorgamientu de rellumu de 0,66 y 0,51 magnitúes respectivamente.
Ye una binaria asemeyada a PV Puppis, cola salvedá de que RS Chamaeleontis ye un sistema muncho más nuevu.
RS Persei
RS Persei (RS Per / HD 14488 / BD+56 583) ye una estrella variable na constelación de Perséu.
De magnitú aparente media +8,73, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 884 y alcuéntrase a una distancia de 2290 pársecs (7500 años lluz).
RS Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4I con una temperatura efectivo de 3535 - 3550 K.
Tien un radiu 1000 vegaes más grande qu'el del Sol —mayor inclusive qu'el de Betelgeuse (α Orionis) o'l de Antares (α Scorpii)—, lo qu'equival a 4,7 UA.
Si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase casi hasta la órbita de Xúpiter.
Descomanadamente lluminosa, la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— asitiar ente 98.000 y 140.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa a razón de 4,2 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable semirregular SRC —que'l so prototipu ye la brillosa μ Cephei—, el rellumu de RS Persei fluctúa ente magnitú +7,82 y +10,00.
Esiste un periodu de 245 díes, y otru, más llargu ya imprecisu, de 4200 ± 1500 díes.
RS Puppis
RS Puppis (RS Pup / HD 68860 / HIP 40233) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
RS Puppis ye una variable cefeida de tipu espectral mediu F8Iab.
El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,52 y +7,67 con un periodu de 41,39 díes.
Ye la única cefeida que s'atopa arrodiada por una gran nebulosa, formada por gas y polvu bien fino que reflexa parte de la lluz emitida pola estrella.
Tien una temperatura efectivo de 4820 K y una masa 10,3 vegaes mayor que la masa solar.
El so radiu ye ente 174 y 198 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a unes 0,9 UA.
Presenta un conteníu metálico superior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,17.
Tamién amuesa arriquecimientu en europiu, azufre y lantanu, siendo la bayura relativa d'esti últimu elementu más del doble que nel Sol.
Cabe solliñar l'eleváu nivel de nitróxenu na so superficie ([N/H] = +0,73).
Aprovechando los ecos de la lluz na nebulosa qu'arrodia RS Puppis, un equipu d'astrónomos del European Southern Observatory (ESO) midió la so distancia con un erru de namá'l 1%.
Cuidao que la lluminosidá de les cefeides bazcuya dacuando, la presencia de la nebulosa dexa ver la lluz travesándola, y a partir d'ende puede calculase la distancia de la estrella.
Esta demoranza ye denominada «ecu de lluz», por analoxía colos ecos producíos pola reflexón del soníu.
La demoranza nel tiempu, multiplicada pola velocidá de la lluz, da como resultáu la distancia en kilómetros percorrida pola lluz. Como se conoz la separación aparente ente la estrella y el puntu reparáu, por trigonometría ye posible midir la distancia de la estrella.
La distancia que nos dixebra de RS Puppis ye 6500 ± 90 años-lluz. Cuidao que les cefeides son estrelles pulsantes que se vienen utilizáu como indicadores de distancia (candeles estándar) dende fai casi un centenar d'años, ye por demás importante conocer l'erru implícitu na mesma midida.
RS Sagittarii
RS Sagittarii (RS Sgr / HD 167647 / HR 6833) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,03
asitiáu na constelación de Saxitariu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 1110 años lluz del Sistema Solar.
RS Sagittarii ye un estrella triple; dos de les estrelles conformen una binaria cercana «semidesprendida», lo qu'implica qu'una de les estrelles enllena la so lóbulu de Roche, provocando qu'esta estrella dexe materia al so acompañante o a un discu de acreción.
La componente primaria d'esti subsistema ye una subxigante —anque tamién podría nun abandonar la secuencia principal— de tipu espectral B3IV/V.
Tien una temperatura averada de 15.400 K —18.700 K según otra fonte— y ye unes 1900 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Con una masa de 7,2 mases solares, el so radiu ye 5,1 vegaes más grande qu'el del Sol.
La componente secundaria d'esta binaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V y 8970 K de temperatura.
Ye 2,41 vegaes más masiva que'l Sol y tien un radiu 4,1 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,4157 díes y el par constitúi una binaria eclipsante.
Nel eclís principal el rellumu de la estrella mengua 0,96 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,27 magnitúes.
Los parámetros orbitales nun son bien conocíos, yá puede emplegar más de 440.000 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
RT Aurigae
RT Aurigae (RT Aur / 48 Aurigae / HD 45412) ye una estrella na constelación d'Auriga.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 1360 ± 108 años lluz.
RT Aurigae ye una variable cefeida, una de les más prominentes del cielu nocherniegu. El so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,00 y +5,82 a lo llargo d'un periodu de 3,7285 díes, curtiu pa esti tipu de variables.
Al igual que'l restu de cefeides ye una superxigante mariella, que'l so tipu espectral ye variable ente F4Ib y G1Ib.
Tien una temperatura efectivo averada de 5640 K.
De gran tamañu, tien un radiu 35 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa ye 4,7 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta una metalicidá daqué más alzada que la del Sol; distintos estudios ufierten un índiz de metalicidá [Fe/H] entendíu ente +0,06 y +0,11.
Xuntu a X Cygni ye una de les cefeides qu'esperimenta una mayor perda de masa estelar, lo que favorez la variación de la so periodu a lo llargo del tiempu.
Nel casu de RT Aurigae detectóse un amenorgamientu nel mesmu de 0,14 segundos per añu.
RT Capricorni
RT Capricorni (RT Cap / HD 192737 / HIP 99990) ye una estrella variable na constelación de Capricorniu. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.
RT Capricorni ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2480 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor qu'el de oxíxenu; la rellación carbonu-oxíxenu en RT Capricorni ye de 1,10.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; RT Capricorni facer a razón de 2,3 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 7450 ~ vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular en banda K, que ye de 8,18 ± 0,21 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 500 vegaes más grande qu'el diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RT Capricorni varia ente magnitú aparente +8,9 y +11,7 nun periodu de 393 díes.
RT Carinae
RT Carinae (RT Car) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
De magnitú aparente media +8,55, la midida de la paralax realizada pol satélite Hipparcos lleva acomuñáu un erru de casi'l 50%.
Sicasí, la so pertenencia al cúmulu estelar Carinae OB1-Y —al igual que BO Carinae y IX Carinae—, dexa envalorar la so distancia al Sistema Solar en 2500 pársecs (8200 años lluz).
RT Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3625 K.
Tien un tamañu colosal, siendo'l so radiu 1090 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 5,1 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase prácticamente hasta la órbita de Xúpiter.
La so lluminosidá envalórase ente 180.000 y 220.000 vegaes superior a la del Sol.
Como otres estrelles de les sos carauterístiques, pierde masa en forma de polvu a razón de 4,3 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de RT Carinae fluctúa ente magnitú +8,20 y +9,90.
Apocayá detectáronse dos posibles período d'oscilación, unu de 448 ± 146 díes, y otru de 201 ± 25 díes.
RU Lupi
RU Lupi (RU Lup / HD 142560) ye una estrella variable na constelación del Llobu de magnitú aparente media +10,2 que s'alcuentra 53 minutos d'arcu al noroeste de η Lupi.
Alcuéntrase a unos 140 pársecs (455 años lluz) del Sistema Solar na nueva rexón de formación estelar de Lupus.
RU Lupi ye una estrella T Tauri —una estrella presecuencia principal— de tipu espectral K7 - M0. Tien una temperatura efectivo de 3950 K y la so lluminosidá equival al 60% de la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 64% más grande qu'el radiu solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 9,0 ± 0,9 km/s; el so periodu de rotación ye d'aprosimao 3,71 díes.
Tien una masa ente 0,6 y 0,7 mases solares y, desaxeradamente nueva, la so edá ye de namái 2 o 3 millones d'años.
El so espectru amuesa llinies d'emisión de hidróxenu superpuestes al espectru normal de la estrella.
Ello pue tar causáu pol impactu del gas cayendo sobre la envoltura esterna de la estrella, al pie de la esistencia d'un fuerte vientu estelar soplando dende la so superficie.
La acreción de masa sobre la estrella producir a razón de 5 ± 2 × 10 vegaes la masa solar per añu.
RU Lupi ye una estrella variable que, en plaques fotográfiques, amuesa una variación de rellumu ente magnitú +9,60 y +13,40.
Amás, reparáronse variaciones na so velocidá radial con una periodicidá de 3,71 díes.
Pueden tar aniciaes por grandes manches fríes —o grupos de manches— na superficie estelar de llarga duración, que la so temperatura averada sería de 3400 K.
Alternativamente, podríen debese a la presencia d'una nana marrón nuna órbita elíptica (ε = 0,41) en redol a RU Lupi; sicasí, esta última esplicación ye pocu probable. 
RU Lupi ye una estrella T Tauri con un afigura fríu d'alta densidá.
Na rexón de rayos X, esibe variaciones en curtios espacios de tiempu.
Ello, al pie de los varios periodos propuestos —ente 0,8 y 3,7 díes—, suxuren un enclín del so exa de rotación ente 3º y 16º respectu al observador terrestre, polo que la estrella ye reparada prácticamente dende'l polu.
Nun se detectaron erupciones, polo que se piensa que la variabilidá tien orixe magnéticu.
RU Virginis
RU Virginis (RU Vir / HD 111166 / HIP 62401) ye una estrella variable na constelación de Virgu. Alcuéntrase a una incierta distancia ente 2200 y 3000 años lluz del Sistema Solar.
RU Virginis afayóse en 1897 por Arthur J. Roy, astrónomu del Observatoriu Dudley, quien publicó una nota sobre una estrella en Virgu que nun apaecía nel Bonner Durchmusterung publicáu mediu sieglu enantes. En 1940 súpose que RU Virginis ye una estrella de carbonu, amosando nel so espectru línea d'absorción carauterístiques d'esti elementu.
La so temperatura superficial ye de namái 2100 K y ye 9600 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, pierde masa estelar, a un ritmu de 2,3 × 10 mases solares per añu. 
RU Virginis ta catalogada como una estrella variable Mira que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +9,0 y +14,2 nun periodu de 433,2 díes. Sicasí, casi darréu dempués d'el so descubrimientu reparó una marcada enclín descendente de la magnitú media de RU Virginis. Al finales del sieglu XX concluyóse qu'estes variaciones de rellumu al llargu plazu son cícliques.
Anguaño'l comportamientu de RU Virginis ye razonablemente bien entendíu; con un periodu de pulsación de pocu más de 430 díes, entra dientro de les variables Mira de llargu periodu (como R Centauri). Pero lo realmente notable na so curva de lluz ye una modulación de la magnitú media de gran amplitú a bien al llargu plazu. Les variaciones paecen ser cícliques, con un periodu ente 8.000 y 10.000 díes, siendo l'amplitú de dos magnitú. Más estelante ye'l fechu de que les variaciones Mira nun paecen tar rellacionaes colos cambeos na magnitú media, como si tuvieren favorecíos por procesos independientes. Ello suxure que la modulación asocede fora de la estrella y non dientro de la mesma, onde tienen llugar les variaciones pulsacionales. La meyor esplicación paez ser una modulación na opacidá del polvu qu'arrodia la estrella. Si la envoltura de polvu qu'arrodia a la estrella faise más gruesa o más delgada, el rellumu de la estrella va menguar o va aumentar, ensin qu'apenes se reparen cambeos nes variaciones intrínseques de la estrella.
RU Virginis nun ye la única variable Mira que presenta esti comportamientu; n'otres estrelles de carbonu de llargu periodu, incluyendo a V Hydrae, R Leporis, R Fornacis y W Aquilae, reparáronse ocasionales cayíes na lluminosidá.
Ruchba
Ruchba o Rucba (ω Cyg / 46 Cygni / HD 195774 / BD+48 3154) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +5,47.
Nun tien de ser confundida con Ruchbah, nome utilizáu n'ocasiones pa designar a la estrella δ Cassiopeiae, nin con Rukbat (α Sagittarii).
Ruchba ye una xigante colorada de tipu espectral M2III que'l so radio ye 48 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tien una temperatura averada de 3700 K y una lluminosidá equivalente a 380 soles.
Con una masa asemeyao a la del Sol, la so edá actual envalórase en 12.200 millones d'años.
Fai 2500 millones d'años abandonó la secuencia principal y probablemente sía una xigante colorada con un nucleu interne de heliu.
Amás, ye posible que sía una estrella variable, fechu qu'entá nun foi confirmáu.
Ruchba puede ser una estrella binaria; la posible acompañante, denominada BD+48 3154B, ye una estrella de magnitú 10 y tipu G, visualmente a pocu menos d'un minutu d'arcu de la estrella xigante.
Cuidao que s'atopen a casi 400 años lluz de distancia del Sistema Solar, si tán físicamente amestaes la distancia real ente dambes estrelles tien de ser cimera a 7000 UA.
Rukbat
Rukbat (α Sagittarii / α Sgr / HD 181869) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +3,97. Anque ostenta la denominación de Bayer "Alfa", falta enforma de ser la más brillosa de la constelación, siendo la decimoquinta más brillosa de la mesma. El so nome escritu dacuando como Rucba— provién del árabe "Ar-Rukbah" y significa «la rodía», indicando la so posición nel cuerpu del arqueru. Tamién ye conocida pola denominación de Alrami, términu que significa «l'arqueru», en referencia al conxuntu de la constelación.
A una distancia de 170 años lluz del Sistema Solar, Rukbat ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B8V y 12.370 K de temperatura efectivo.
Relluma con una lluminosidá 112 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con un diámetru 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol, la so masa ye ente 3 y 3,2 vegaes mayor que la masa solar.
El so conteníu metálico (metalicidá) ye comparable a la solar.
Ta arrodiada d'una nube de polvu —probablemente en forma de discu—, similar a la descubierta en redol a Vega (α Lyrae). Coles mesmes, ye una fonte débil de rayos X.
Anque'l analís espectral indica que Rukbat puede tener una compañera cercana, hasta'l momentu la so busca nun dio resultancies. 
RV Cygni
RV Cygni (RV Cyg / HD 206750 / HIP 107242) ye una estrella variable na constelación de Cygnus. La so distancia envalorada al Sistema Solar ye de 640 pársecs (2090 años lluz).
RV Cygni ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5 con una temperatura superficial de 2675 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu supera al de oxíxenu; la rellación C/O en RV Cygni, mayor que la unidá, ye de 1,20.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; RV Cygni facer a razón de 1,4 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 13.200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 7,77 ± 0,50 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 535 vegaes más grande qu'el diámetru solar, cifra namái averada dada la incertidume al respective de la distancia a la que s'atopa.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RV Cygni varia ente magnitú aparente +10,8 y +12,4 nun periodu de 263 díes.
RV Monocerotis
RV Monocerotis (RV Mon) ye una estrella variable na constelación de Monoceros, el unicorniu.
Alcuéntrase a una distancia averada de 670 pársecs o 2180 años lluz del Sistema Solar.
RV Monocerotis ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV3 con una temperatura superficial de 3210 ± 140 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en RV Monocerotis ye de 1,05.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 6400 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
A partir de la midida del so diámetru angular, evaluóse'l verdaderu diámetru de RV Monocerotis. Ésti ye 260 vegaes más grande qu'el diámetru solar, anque dichu valor, al depender de la distancia y dada la incertidume esistente nesti parámetru, namái puede considerase un valor averáu.
Tocantes a la masa de RV Monocerotis, según el modelu teóricu consideráu ésta pue ser de 1 o 2 mases solares.
Amás, les estrelles de carbonu esperimenten una importante perda de masa estelar, y RV Monocerotis facer a razón de 17 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de RV Monocerotis varia ente magnitú aparente +9,71 y +11,90 en banda B.
RV Tauri
RV Tauri (RV Tau) ye una estrella variable na constelación de Tauru.
La variabilidá de RV Tauri afayóse en 1905 por Lydia Ceraski.
Posteriores estudios fotométricos punxeron de manifiestu qu'el so curva de lluz amosaba evidencies d'irregularidá.
Sicasí, detectóse cierta semeyanza cola de les cefeides; anguaño sábese que tanto les variables RV Tauri como les cefeides son estrelles pulsantes.
Sicasí, nun sería hasta 1926 cuando les variables RV Tauri fueron consideraes una clase de variables distintu.
RV Tauri ye una superxigante mariella de tipu espectral G2 con una masa averada de 6,5 mases solares.
Mientres el so periodu de 78,7 díes, el so rellumu varia dende magnitú +9,8 a +13,3. La variación de lluminosidá va acompañada d'un cambéu nel tipu espectral, dende G2 (mariellu) en máximu rellumu hasta M2 (colloráu) cuando'l rellumu ye mínimu. Amás del periodu fundamental, RV Tauri amuesa variaciones nuna escala de tiempu más amplia, favoreciendo que la so lluminosidá media vaya camudando a lo llargo d'un periodu averáu de 1100 díes.
Piénsase que, casi con certidume, les variables RV Tauri son estrelles post-caña asintótica xigante (RAG) que tán nes etapes de finales de la so vida, xustu enantes de la espulsión de les sos capes pa formar una nebulosa planetaria y la contracción del so nucleu que da llugar a una nana blanca.Coles mesmes, piénsase que probablemente les variables RV Tauri son estrelles binaries.
Primeramente pensóse que RV Tauri taba a unos 1607 pársecs (5240 años lluz) del Sistema Solar —asumiendo una magnitú absoluta de -3,65—; cuidao que la estrella tópase arrodiada por un discu circumestelar, revisóse la so distancia hasta los 2170 parsecs (7100 años lluz) aprosimao.
RW Cephei
RW Cephei ye una estrella hiperxigante asitiada na constelación de Cefeo. Con una magnitú aparente de 6,45 ta na llende de la visibilidá a güeyu, pero ye un oxetu bien fácil para binoculares.
De tipu espectral K0 (SIMBAD da, sicasí, K2, y otres fontes G8 ó inclusive F0 -lo que puede indicar un tipu espectral variable-), la so distancia nun ye perbién conocida, pero por pertenecer a la mesma asociación estelar que HR 8752 (Cepheus OB1) envaloróse una distancia similar a ella (unos 11000 años lluz, pero daes les incertidumes na so distancia podría tar más cerca, a 7800 años lluz), lo que significa una magnitú bolométrica de -10 y una lluminosidá efectiva de más de 750000 vegaes la del Sol.
RW Cephei na base de datos SIMBAD
IRAS OBSERVATIONS OF THE COOL GALACTIC HYPERGIANTS (n'inglés. Archivu PDF)
Studies of luminous stars in nearby galaxes. I. Supergiants and O stars in the Milky Way (n'inglés. Archivu PDF)
RW Coronae Borealis
RW Coronae Borealis (RW CrB / HD 139815 / HIP 76658) ye una estrella binaria de magnitú aparente +10,22.
Encuadrada na constelación de Corona Boreal, visualmente alcuéntrase 1,5º al sur de θ Coronae Borealis.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 679 años lluz del Sistema Solar.
RW Coronae Borealis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
El so periodu orbital ye de 0,7264 díes (17,43 hores) y el planu orbital ta inclináu 79º respectu al planu del cielu.
La componente principal de RW Coronae Borealis ye una estrella de tipu espectral F0 —catalogada tamién como A8V— que la so temperatura efectivo ye de 7286 K.
Seis veces más lluminosa que'l Sol, contribúi con más del 90% a la lluminosidá total del sistema.
Tien una masa de 1,6 mases solares y el so radiu ye un 54% más grande qu'el del Sol.
Con una temperatura de 4232 K, la so lluminosidá equival al 35% de la lluminosidá solar.
Tien el 40% de la masa que'l Sol, anque el so radiu ye un 10% vegaes más grande qu'el radiu solar.
Mientres el eclís principal —cuando la estrella más fría intercepta la lluz de la estrella F0— el rellumu del sistema mengua 0,56 magnitúes ente que nel secundariu, apenes perceptible, el descensu del rellumu ye de namái 0,07 magnitúes.
RW Cygni
RW Cygni (RW Cyg / HIP 101023 / BD+39 4208) ye una estrella variable na constelación de Cygnus. De magnitú aparente media +8,81, alcuéntrase a unos 75 segundos d'arcu al oeste de la brillosa Sadr (γ Cygni). 
Miembru de la Asociación estelar Cygnus OB9, la midida de la so paralax realizada pol satélite Hipparcos (1,28 milisegundos d'arcu), asitia a RW Cygni a unos 2550 años lluz del Sistema Solar.
RW Cygni ye una superxigante colorada de tipu espectral M3 I con una temperatura efectivo de 3920 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un radiu entendíu ente 680 y 980 vegaes el radiu solar. Considerando la cifra más conservadora, el so radiu equival a 3,3 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Sicasí, ye superada en tamañu por otres estrelles como VY Canis Majoris, VV Cephei o BC Cygni, esta postrera tamién na constelación de Cygnus.
Con una masa d'aprosimao 20 mases solares, envalórase que la so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 3,2 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una estrella variable semirregular SRC, el rellumu de RW Cygni varia ente magnitú +8,0 y +9,5 con un periodu averáu de 580 ± 80 díes. 
RW Lacertae
RW Lacertae (RW Lac / TYC 3629-740-1) ye una estrella variable asitiada a 632 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Lacerta.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +10,40 y +11,00.
RW Lacertae ye una binaria eclipsante compuesta por dos nanes marielles de tipu espectral G5V y G7V respectivamente.
La estrella G5V tien una temperatura efectivo de 5760 K.
La so lluminosidá ye un 38% mayor que la lluminosidá solar y, con un radiu un 19% más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2 km/s.
Considerando que la so masa equival al 93% de la del Sol, pue ser tar empezando a evolucionar dende la secuencia principal, dada la notable antigüedá del sistema, en redol a los 10.000 millones d'años.
El so acompañante ye tamién una nana mariella, anque daqué más fría, con una temperatura de 5560 K.
Menos lluminosa que'l Sol —la so lluminosidá equival al 80% de la del Sol—, tien una masa de 0,87 mases solares.
El so radiu ye un 4% más pequeñu qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye tamién de 2 km/s.
El periodu orbital del sistema ye de 10,37 díes.
Nel eclís principal el rellumu de la binaria mengua 0,60 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,40 magnitúes. 
RX Bootis
RX Bootis (RX Boo / HD 126327 / HIP 70401) ye una estrella variable na constelación de Boötes, el pastor.
Visualmente alcuéntrase a pocu más de 3º al este de 12 Bootis y tien magnitú aparente media +7,97, polo que nun ye visible a simple vista.
Ta a 510 años lluz de distancia del Sistema Solar.
RX Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M7.5III. Ye una estrella bien fría con una temperatura efectivo de namái 3000 K
y un diámetru 347 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
El conteníu metálico de RX Bootis ye notablemente inferior al del Sol ([Fe/H] = -0,53), siendo la so bayura relativa de fierro namái un 26% del esistente na nuesa estrella.
Pierde masa estelar a razón de 6,48 × 10 vegaes la masa solar per añu.
Ye una variable semirregular SRB; éstes son xigantes con una periodicidá pocu definida, pero a les que se-y puede asignar un periodu mediu. Asina, el rellumu de RX Bootis varia 2,7 magnitúes nun ciclu de 340 díes.
En 1971 detectóse la esistencia d'un máser de vapor d'agua en RX Bootis, siendo unu de los primeres máseres atopaos nuna estrella de tipu espectral tardíu. Topóse una débil correllación ente la intensidá del máser y el fluxu óptico. Mapes fechos col VLA amuesen una estensión total de la envoltura del máser de 150 - 230 milisegundos d'arcu, equivalentes a un radiu esterior de 12 - 18 UA.
RX J1856.5-3754
RX J1856.5-3754 (tamién RX J185635-3754 o 1YE 1853-37.9) ye una estrella de neutrones asitiada na constelación de la Corona Austral. Afayada como fonte emisora de rayos X pol satélite ROSAT, posteriores observaciones col Telescopiu Espacial Hubble detectaron una emisión bien débil nel espectru visible proveniente de la mesma fonte, lo que probó que yera una estrella de neutrones aisllada.
Anque primeramente pensábase que RX J1856.5-3754 taba a 150 - 200 años lluz del Sistema Solar, observaciones llevaes a cabu col Observatoriu de rayos X Chandra en 2002, asitiar a una distancia de 400 años lluz. El so diámetru averáu ye de 20 km Nun esisten signos del restu de la supernova que la anició, polo que s'envalora que la so edá tien de ser de siquier 100.000 años. Lo más notable ye que, a diferencia d'otres estrelles de neutrones, RX J1856.5-3754 nun amuesa signos de nengún tipu d'actividá, tales como variabilidá o pulsaciones. 
La emisión de rayos X per parte de RX J1856.5-3754 indica una elevada temperatura (en redol a 700.000 C), pero dada la so edá, cabría esperar que la so temperatura fuera enforma menor al habese alloriáu esfreciendo a lo llargo del tiempu. Una posible esplicación ye que'l fuerte campu gravitatorio del oxetu tea prindando dalgún tipu de material interestelar, que al bastiase sobre la superficie de la estrella de neutrones a velocidaes próximes a la velocidá de la lluz, xenera una gran cantidá de enerxía que se convierte en calor. Sicasí, l'alta velocidá cola que RX J1856.5-3754 muévese al traviés del espaciu, 108 km/s, fai difícil entender como puede prindar la cantidá de materia necesario pa caltener la so alta temperatura. Una solución ye que nel pasáu la estrella fuera capaz de prindar una mayor cantidá de materia y lo qu'agora vemos ye'l so lentu enfriamientu, hasta'l momentu que vuelva entrar n'otra rexón rica en gas y polvu interestelar.
Per otra parte, propúnxose qu'en realidá RX J1856.5-3754 puede nun ser una estrella de neutrones, sinón una estrella de quarks, estrella exótica na que, por cuenta de la alta densidá, la materia esiste en forma de quarks desconfinaos.
RX Leporis
RX Leporis (RX Lep / HD 33664 / HR 1693) ye una estrella variable de la constelación de Lepus que s'atopa a 448 años lluz del Sistema Solar. Visualmente a 14 minutos d'arcu al oeste de ι Leporis, nun esiste rellación física ente dambes estrelles.
RX Leporis ye una xigante colorada de tipu espectral M6III. El so rellumu varia ente magnitú aparente +5,0 y +7,4, siendo una variable irregular con periodos averaos de 60 y 90 díes. La so temperatura superficial ye de 3300 K y tien una lluminosidá ente 1500 y 4500 vegaes mayor que la lluminosidá solar —el valor precisu depende de la estimación de la radiación infrarroxo emitida. El so radiu ye ente 105 y 215 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 0,5 - 1 UA.
RX Leporis ye una estrella xigante nun avanzáu estáu evolutivu con un nucleu inerte de carbonu-oxíxenu. Esprendiéndose de les sos capes esteriores per mediu d'un vientu estelar que'l so fluxu ye 10 millones de vegaes mayor qu'el del Sol, alcuéntrase yá arrodiada por una envoltura —creada pola mesma estrella—, como pasu previu enantes d'acabar los sos díes como una nana blanca.
RY Leonis Minoris
RY Leonis Minoris (RY LMi / G 117-15A / WD 0921+354) ye una nana blanca asitiada na constelación de Leo Minor a 150 años lluz de distancia del Sistema Solar. Con una edá envalorada de 400 millones d'años, tien una temperatura efectivo ente 11.600 y 12.400 K.
RY Leonis Minoris ye una nana blanca pulsante DAV o variable ZZ Ceti. La so variabilidá afayóse en 1974 por Richer y Ulrych, siendo confirmada en 1976 por McGraw y Robinson. En 1984 demostróse que la variabilidá de la estrella débese a les pulsaciones non radiales d'ondes de gravedá. Poro, el so cambéu de periodu a lo llargo del tiempu ye directamente proporcional al so enfriamientu col tiempu, dexando qu'el so ritmu d'enfriamientu pueda ser midíu per aciu técniques de astrosismoloxía. El so curva de lluz tien un periodu dominante de 215,2 segundos estable n'amplitú y fase, que s'envalora qu'aumenta aprosimao un segundu cada 14 millones d'años. Por ello, afirmóse que RY Leonis ye'l reló ópticu más estable atopáu nunca, que les sos señales son muncho más estables que les d'un reló atómicu. 
RY Sagittarii
RY Sagittarii (RY Sgr / HD 180093 / HR 7296) ye'l nome d'una estrella variable de la constelación de Saxitariu. Ta asitiada pocos graos al norte de la llende de la constelación con Corona Australis y davezu la so magnitú ye +7,2. Alcuéntrase a unos 6000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
RY Sagittarii ye una superxigante mariella y estrella variable R Coronae Borealis que'l so rellumu presenta abruptas cayíes hasta magnitú +14 cada dos años aprosimao. Estos episodios d'escurecimientu débese a la espulsión de polvu de carbonu dende la superficie estelar. La estrella queda somorguiada nel so propiu material hasta qu'adulces s'estena. Esto esplica les rápides cayíes y les recuperaciones lentes nel rellumu. Ye la segunda estrella más brillosa dientro d'esta clase de variables.
L'estudiu detalláu de la curva de lluz de RY Sagittarii amuesa una oscilación secundaria na magnitú, de tipu cefeida, cuando la estrella atopar con rellumu máximu. El periodu d'oscilación ye de 39 díes y l'amplitú de 0,5 magnitúes. Estudios recién suxuren qu'esti periodu de pulsación puede tar menguando, debíu bien a la rápida evolución de la estrella na fase de post-xigante, o por una perda sustancial de masa.
Afayóse por Jacobus Kapteyn en 1895.
RY Scuti
RY Scuti (RY Sct) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,14.
Alcuéntrase na constelación de Scutum 2º al norte de γ Scuti.
Alcuéntrase a 1800 ± 100 pársecs (unos 5900 años lluz) del Sistema Solar.
RY Scuti ye un sistema binariu masivu que ta nuna rara etapa evolutiva.
Arrodiáu por una nueva nebulosa circumestelar, ye un raru proxenitor d'una binaria del tipu WR + OB; piénsase que nun futuru va dar llugar a un sistema asemeyáu a γ Velorum.
La estrella secundaria —considerando como tal la menos masiva— ye una caliente superxigante azul de tipu espectral O9.7Ibpe.
Tien una temperatura efectivo de 38.000 K y ye 233.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La so masa ye unes 7 vegaes mayor que la masa solar y tien un radiu 18 vegaes más grande qu'el del Sol.
La estrella primaria, de tipu B0.5I, tien una temperatura de 30.000 K y la so lluminosidá ye 167.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Ye unes 30 vegaes más masiva que'l Sol y el so radiu ye 9,7 vegaes más grande qu'el radiu solar.
El periodu orbital del sistema ye de 11,125 díes y el semiexe mayor de la órbita ye de 35 radios solares (0,16 UA).
Ello fai que sía una binaria eclipsante, reparándose un amenorgamientu de rellumu de 0,60 magnitúes nel eclís principal y una decrecimiento de 0,44 magnitúes nel secundariu.
El radiu de la componente más masiva ye significativamente menor que'l radiu del so lóbulu de Roche, polo que nun ye una binaria de contactu.
RZ Arietis
RZ Arietis (RZ Ari / ρ Arietis / 45 Arietis / HD 18191) ye una estrella variable na constelación d'Aries, visualmente a 20 minutos d'arcu al nordés de ρ Arietis. De magnitú aparente media +5,80, alcuéntrase a unos 405 años lluz del Sistema Solar.
RZ Arietis ye una xigante colorada de tipu espectral M6III con una temperatura efectivo ente 3250 y 3442 K. Ye una auténtica estrella xigante, similar a 30 Herculis o EU Delphini. El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular —9,4 milisegundos d'arcu—, ye 125 vegaes mayor qu'el radiu solar. Si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Mercuriu. Relluma con una lluminosidá equivalente a 328 soles.
El rellumu de RZ Arietis varia en 0,4 magnitúes, tando catalogada como una variable semirregular de tipu SRB. Esiste un periodu principal de 56,5 díes y unu secundariu de 37,7 díes.
RZ Cassiopeiae
RZ Cassiopeiae (RZ Cas / HIP 13133) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
De magnitú aparente media +6,26, alcuéntrase a 213 años lluz del Sistema Solar. 
RZ Cassiopeiae ye, en primer instancia, una estrella binaria que'l so periodu orbital ye de namái 1,19525 díes.
Constitúi una «binaria semidesprendida», lo que significa qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, perdiendo materia que cai escontra la so compañera.
La componente principal del sistema ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3Vv.
Neto a Denébola (β Leonis), tien una temperatura efectivo de 8600 K.
La so lluminosidá ye 17 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye un 51% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 76 km/s.
La so masa dobla la masa solar.
Pela so parte, la estrella acompañante ye una subxigante de tipu K0IV con una temperatura de 5120 K aprosimao.
La so lluminosidá ye un 90% superior a la lluminosidá solar, siendo'l so radiu casi'l doble qu'el del Sol.
Sicasí, la so masa supón namá'l 70% de la masa solar.
La más alloñada, denominada HIP 13133 C, ta dixebrada visualmente 6,6 segundos d'arcu; tien un rellumu 1,9 magnitúes menor qu'el de la binaria.
Por cuenta de que el planu orbital ta inclináu 82º respectu al planu del cielu, RZ Cassiopeiae ye una variable eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,54 magnitúes cuando la componente más tenue y fría intercepta la lluz de la so compañera, ente que nel eclís secundariu'l rellumu aparra namái 0,08 magnitúes.
Ye una estrella bien brillosa en rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectro de 2772 ×10 W, comparable a la de β Crateris o RS Chamaeleontis, esta postrera tamién binaria eclipsante.
La primaria del sistema —la estrella A3V— ye tamién una variable Delta Scuti.
El so periodu de pulsación ye de 0,0116 díes y reparóse que l'amplitú de la variación 
debida a les pulsaciones varia de forma notable d'un añu a otru.
RZ Chamaeleontis
RZ Chamaeleontis (RZ Cha) ye una estrella binaria na constelación del Camaleón de magnitú aparente +8,09.
D'alcuerdu al amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 600 años lluz del Sistema Solar, siendo'l erru en tala midida de casi'l 9%.
Los dos componentes de RZ Chamaeleontis son estrelles idéntiques de tipu espectral F5V.
Tienen una temperatura efectivo de 6450 K, 670 K más calientes qu'el Sol, y la lluminosidá de caúna d'elles ye 7,9 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tienen una masa de 1,49 mases solares y un radiu 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol.
Los sos velocidaes de rotación proyeutaes son de 39 km/s.
El sistema presenta una metalicidá prácticamente igual a la solar ([Fe/H] = -0,02) y tien una edá averada de 1995 millones d'años.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 2,8321 díes.
Los eclises suponen un amenorgamientu de rellumu d'aprosimao 0,90 magnitúes, polo que ye una estrella variable.
Ye una binaria asemeyada a V505 Persei, anque esta postrera tien un periodu orbital más curtiu.
RZ Tauri
RZ Tauri (RZ Tau / HD 285892 / HIP 21467) ye una estrella variable na constelación de Tauru. Foi reconocida en fotografíes per vegada primer por Schilt (1925) y clasificada como variable W Ursae Majoris por Oosterhoff en 1930. Alcuéntrase a 717 años lluz de distancia del Sistema Solar.
RZ Tauri ye una binaria de contactu, esto ye, los sos componentes tán tan cerca ente sigo que se tán tocando y esiste tresferencia de masa ente elles; amás, el grau de «sobrecontacto» d'esta binaria ye fondu (56%). 
Ye una binaria eclipsante, al igual que W Ursae Majoris, prototipu d'esta clase de variables, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +10,08 y +10,71 nun periodu de 0,4157 díes. Dichu periodu aumenta de cutio a un ritmu de 9,67 × 10 díes per añu, lo que puede debese a tresferencia de masa dende la estrella menos masiva a la más masiva.
De la mesma, la asimetría reparada na so curva de lluz puede esplicase pola presencia d'un llurdiu fríu na componente secundaria.
El tipu espectral de RZ Tauri ye A7V (F0V según otres fontes). La estrella más masiva tien una masa de 1,70 mases solares y un radiu de 1,56 radios solares, siendo la so lluminosidá 6,19 vegaes la del Sol. El so acompañante, 2,60 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 0,64 mases solares y un radiu de 1,04 radios solares.
Una tercer estrella, visualmente a 0,8 segundos d'arcu, completa'l sistema estelar. Piénsase que ye una nana colorada de tipu espectral M5V o mayor, con una masa inferior a 0,2 mases solares. La so separación cola binaria de contactu ye de siquier 139 UA.
S Antliae
S Antliae (S Ant / HD 82610 / HR 3798) ye una estrella variable de la constelación de Antlia, la máquina neumática, asitiada cerca de la llende con Pyxis. Alcuéntrase a 245 años lluz del Sistema Solar.
S Antliae ye una binaria de contactu de tipu espectral A7V o A9V. Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas. Sicasí, el grau de «sobrecontacto» de S Antliae (9%) ye pequeñu en comparanza con otres binaries d'esti tipu. El periodu orbital del sistema ye de 0,6483 díes (15,56 hores) y piénsase que pue ser variable.
Clasificáu como variable W Ursae Majoris, el so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +6,40 y +6,92.
La rellación ente les mases de dambes componentes, "q", ye igual a 0,87, siendo les temperatures respectives de 7800 y 7340 K. El sistema tien una lluminosidá conxunta 13 vegaes mayor que la del Sol y una metalicidá cercana al 60% de solar. La so edá envalórase en 1500 millones d'años.
S Carinae
S Carinae (S Car / HD 88366 / HR 3999 / HIP 49751) ye una estrella variable na constelación de Carina, la quilla del Argo Navis. Visualmente cerca de la variable PP Carinae (p Car), la so magnitú aparente media ye +6,93. Alcuéntrase a 470 pársecs (1530 años lluz) del Sistema Solar. Nun tien de confundir se cola estrella s Carinae (HD 90853).
S Carinae ye una xigante colorada de tipu espectral M2.5IIIe —tamién clasificada como K5y-M6y— con una temperatura superficial de 3490 K. Con un radiu 120 vegaes mayor qu'el radiu solar, tien una lluminosidá 1430 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una variable Mira que'l so rellumu varia ente magnitú +4,5 y +9,9 nun ciclu de 149,49 díes, unu de los más curtios ente esti tipu de variables. Estes variables, que'l so máximu representante ye Mira (ο Ceti), son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie que provoquen cambeos nel so color y rellumu. Nunos pocos millones d'años S Carinae va espulsar definitivamente les sos capes esteriores pa formar una nebulosa planetaria con una nana blanca nel so centru.
S Cassiopeiae
S Cassiopeiae (S Cas / HD 7769 / SAO 4374) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. Al nun esistir una midida de la so paralax per parte del satélite Hipparcos, la so distancia al Sistema Solar envalórase ente 1430 y 2770 años lluz.
De tipu espectral S3,4y-S5,8y, S Cassiopeiae ye una estrella de tipu S, similar a χ Cygni; éstes son xigantes coloraes similares a les de tipu M, sacante en que los óxidos dominantes nel so espectru son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica, como circoniu o itriu.
Otra característica d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar; nel casu de S Cassiopeiae ésta envalórase en 3,5 × 10 vegaes la masa solar per añu.
Ye una de les estrelles conocíes de mayor tamañu. Anque llueñe de hiperxigantes como VY Canis Majoris o Mu Cephei, el so radiu ye 930 vegaes más grande qu'el radiu solar; si tuviera nel llugar del Sol, la so superficie casi algamaría la órbita de Xúpiter.
La so temperatura superficial ye bien baxa —1800 K— y la so lluminosidá ye 8000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Segunda variable descubierta nesta constelación dempués de R Cassiopeiae, S Cassiopeiae ye, al igual qu'ésta, una variable Mira. El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,9 y +16,1 a lo llargo d'un periodu de 612,43 díes.
Les variables Mira son estrelles nos últimos estadios del so evolución que la so inestabilidá provién de pulsaciones na so superficie, provocando cambeos nel so color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa S Cassiopeiae, amuesen emisión máser de SiO. En S Cassiopeiae la emisión presenta una acusada polarización circular.
S Cephei
S Cephei (S Cep / HD 206362 / HIP 106583) ye una estrella variable na constelación de Cepheus. Alcuéntrase a una distancia averada de 1610 años lluz del Sistema Solar.
S Cephei ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2240 K.
Nes estrelles de carbonu como TX Piscium o R Leporis, a diferencia del restu de les estrelles, el conteníu de carbonu supera al de oxíxenu; en S Cephei la rellación C/O ye de 1,4.
Esperimenten amás una significativa perda de masa estelar, siendo nel casu de S Cephei de 2,9 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 11.500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 14,29 ± 2,28 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 760 vegaes más grande qu'el diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.
Catalogada como variable Mira, el rellumu de S Cephei varia ente magnitú aparente +7,4 y +12,9 a lo llargo d'un periodu de 486,84 díes.
S Crucis
S Crucis (S Cru) ye una estrella variable na constelación de la Cruz del Sur.
Alcuéntrase a 672 pársecs (2190 años lluz) del Sistema Solar.
S Crucis ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,22 y +6,92 a lo llargo d'un periodu de 4,690 díes.
Ésti ye un periodu curtiu pa una cefeida, y son poques les que, como R Trianguli Australis y AH Velorum, tener más curtiu.
De tipu espectral mediu F7Ib/II, la temperatura efectivo de S Crucis ye de 6464 K.
Relluma con una lluminosidá 1900 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu 42 vegaes más grande qu'el radiu solar —comparable al de δ Cephei o al de V Centauri— y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 10 km/s.
Tien una masa envalorada 5,3 vegaes mayor que la del Sol. 
S Crucis presenta una bayura relativa de fierro inferior a la solar nun 25% ([Fe/H] = -0,12).
Tocantes a otros elementos evaluaos, amuesa sobreabundancia de nitróxenu ([N/H] = +0,26) y, nel otru estremu, la so bayura relativa de níquel y vanadiu ye menor a l'atopada nel Sol.
S Doradus
S Doradus (S Dor / HD 35343 / CD-69 295) ye una estrella variable na constelación austral de Doráu, prototipu d'una clase de variables que lleven el so nome, variables S Doradus o variables azules lluminoses. Nun pertenez a nuesa galaxa, la Vía Lláctea, sinón al cúmulu abiertu NGC 1910 na Gran Nube de Magallanes y alcuéntrase a unos 180.000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Con una magnitú absoluta que puede llegar a -10 y una lluminosidá de más de 1 millón de soles, S Doradus ye una estrella hiperxigante y una de les más lluminoses que se conocen. Sicasí, la gran distancia que nos dixebra d'ella fai que sía invisible a simple vista. La so magnitú aparente varia ente +8,6 y +11,7, con variaciones de rellumu lentes y de llarga duración, chiscaes por españíos ocasionales. La so temperatura superficial ye menor que la d'otres variables azules lluminoses, pero'l so diámetru ye mayor. 
El so espectru ye similar al de la estrella P Cygni, variable del mesmu tipu. Estes estrelles son bien masives, siquier 60 vegaes más qu'el Sol, y la so vida nun puede entepasar unos pocos millones d'años. Estudios del añu 1999 amuesen qu'agora l'espectru de S Doradus ye similar al d'una estrella superxigante de tipu espectral F, daqué que nun se reparó nos 50 años anteriores, anque en numberoses ocasiones la estrella tuvo'l mesmu rellumu. Desconozse la causa d'esti cambéu.
S Monocerotis
S Monocerotis (S Mon / 15 Monocerotis / HD 47839 / HR 2456) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +4,66. La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida; midíes directes de paralax asitiar a pocu más de 1000 años lluz de distancia del Sistema Solar pero si, como ye probable, forma parte del cúmulu NGC 2264, la so distancia sería considerablemente mayor, en redol a 2350 años lluz. 
S Monocerotis ye un sistema binariu masivu compuestu por dos estrelles calientes que'l so periodu orbital ye de 25 años.
L'estudiu de la órbita per aciu interferometría y col Telescopiu Espacial Hubble da como resultáu una separación media ente les dos estrelles de 26 UA, con una elevada escentricidá que fai que la distancia ente dambes varie ente 6 y 46 UA —considerando que S Monocerotis ta a unos 2500 años lluz—.
La estrella primaria del sistema tien tipu espectral O7V y una temperatura superficial qu'algama los 37.500 K.
La masa de dambes componentes ye incierta; la más masiva puede tener una masa entendida ente 18 y 30 mases solares, y el so acompañante una masa ente 12 y 20 mases solares.
Les sos lluminosidaes respectives pueden ser del orde de 125.000 y 50.000 vegaes la del Sol.
Bien probablemente los dos componentes van terminar esplotando como supernoves y la evolución d'una va interferir cola de la otra.
S Monocerotis ye una estrella llixeramente variable que'l so rellumu fluctúa 0,06 magnitúes.
S Muscae
S Muscae (S Mus / HD 106111 / HR 4645) ye una estrella binaria na constelación austral de Musca. Asitiada a 1630 años lluz de distancia del Sistema Solar, la componente principal del sistema ye una variable cefeida. De magnitú aparente media +6,05 ye daqué más brillosa que la vecina R Muscae, tamién variable cefeida nesta mesma constelación.
S Muscae ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá establecióse pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El probable periodu orbital del sistema ye de 506 díes. La componente principal, S Muscae A, ye una cefeida clásica que la so magnitú varia ente +5,89 y +6,49 nun periodu de 9,660 díes, que camuda ente 9,66011 y 9,66007 díes. La so masa envalórase en 6,0 ± 0,4 mases solares. La estrella acompañante, S Muscae B, ye una estrella caliente de la secuencia principal con una temperatura efectivo de 17.700 K —que correspuende a una estrella de tipu B5V— y una masa d'unos cinco mases solares. S Muscae ye la cefeida cola compañera estelar más caliente conocida.
El conteníu metálico de S Muscae ye similar al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,02.
Anque polo xeneral los niveles de los distintos elementos nun difieren descomanadamente de los valores solares, apréciase ciertu emprobecimientu en cobaltu y cinc; la bayura d'esti últimu metal ye prácticamente la metá que nel Sol.
S Normae
S Normae (S Nor) ye una estrella variable na constelación de Norma.
Alcuéntrase a 820 pársecs (2670 años lluz) del Sistema Solar y forma parte del cúmulu NGC 6087.
S Normae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,12 y +6,70 a lo llargo d'un periodu de 9,7541 díes.
De tipu espectral mediu F9Ib, la so temperatura efectivo ye de 5859 K.
Relluma con una lluminosidá 2880 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu ente 60 y 66 vegaes más grande qu'el radiu solar —equivalente a 0,30 UA— y una masa envalorada 5,6 vegaes mayor que la del Sol.
Ye, al igual que les tamién cefeides W Sagittarii o FF Aquilae, una binaria espectroscópica.
El so periodu orbital ye de 3584 ± 33 díes.
S Normae presenta un conteníu metálico ye similar a la solar, siendo si índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,06.
Tocantes a otros elementos evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de sodiu y lantanu; nel otru estremu, la so bayura relativa de praseodimiu ye menos de la metá de l'atopada nel Sol ([Pr/H] = -0,32).
S Orionis
S Orionis (S Ori) ye una estrella variable na constelación d'Orión. Alcuéntrase a 1370 ± 400 años lluz de distancia del Sistema Solar.
S Orionis ye una variable Mira de tipu espectral M6.5y - M9 que'l so rellumu varia ente magnitú +7,2 y +14,0 nun periodu de 414,30 díes.
Ye una estrella evolucionada con una masa similar a la del Sol —nuesa estrella va algamar esta fase nunos 5000 millones d'años— que, cada añu, pierde l'equivalente a la masa terrestre.
El so diámetru angular varia ente 7,9 y 9,7 milisegundos d'arcu, que correspuende a un diámetru ente 1,9 y 2,3 UA, de 400 a 500 vegaes el del Sol.
Analís en distintes llonxitú d'onda indiquen que cerca del mínimu ye cuando la cantidá de polvu xenerada y la perda de masa son mayores. 
S Orionis tien una temperatura superficial de 3750 K
y relluma con una lluminosidá media 3470 vegaes superior a la del Sol.
Estudios de interferometría dexaron conocer la estructura d'esta xigante colorada pulsante.
Alredor de la estrella puramente felicidá, esisten trés componentes principales: una envoltura molecular interior, una envoltura de polvu más esterno y, ente elles, una capa de máser. La mayor parte de la envoltura de polvu ta constituyida por granos de óxidu d'aluminiu —reparaos na rexón infrarroxa—, ente que la emisión de radiu máser provién de molécules de monóxidu de siliciu. El gas paez tar espandiéndose con una velocidá averada de 10 km/s.
Esta estrella va rematar los sos díes como una nana blanca de carbonu y oxíxenu, arrodiada por una nebulosa planetaria.
S Pegasi
S Pegasi ye una estrella superxigante colorada na constelación de Pegasu que se encuenta a una distancia de 1059 años lluz de la Tierra . 
Ye una estrella variable y el so rellumu varia ente una magnitú de 8.50 y 12.80. Ye una estrella de clase espectral M, por ello'l so color coloráu, les sos dimensiones son colosales y el so radiu ta calculáu nunes 580 vegaes el del nuesu Sol.
El so dómina ye J2000.
S Persei
S Persei (S Per) ye una estrella variable na constelación de Perséu de magnitú aparente media +9,17.
S Persei ye una estrella alloñada del Sistema Solar y la so distancia evaluóse en 2420 ± 110 pársecs (7900 años lluz).
Tien una velocidá radial consistente cola del Cúmulu Doble de Perséu (h + χ Persei), lo que la emplaza como miembru de la Asociación estelar Persei OB1.
El so movimientu alredor del centru galácticu nun ye circular, y piénsase que dichu movimientu ye representativu del que tien dicha asociación OB dientro de la Vía Lláctea.
S Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4.5I con una temperatura efectivo de 3000 K —otru estudiu alza esta cifra hasta 3500 K—.
De gran tamañu, tien un radiu ente 780 y 1230 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 3,6 - 5,2 UA; considerando'l tamañu mayor, si S Persei tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Xúpiter.
La so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival a 86.000 vegaes la lluminosidá solar y, como otres estrelles asemeyaes, pierde masa estelar a razón de 6,8 × 10 mases solares per añu.
S Persei amuesa emisión máser de HO, SiO y OH.
Reparóse que l'actividá máser d'OH ta polarizada —lo qu'implica la esistencia d'un campu magnéticu— y que'l grau de polarización varia a lo llargo del tiempu.
Per otra parte, la intensidá de la llinia del litiu LiI nel so espectru ye notable; cuidao que les superxigantes coloraes nun amuesen esta característica, piénsase que S Persei puede ser una xenuina estrella de la caña asintótica xigante (RAG) rica en oxíxenu.
S Persei ta catalogada como variable semirregular SRC, que'l so prototipu ye la conocida μ Cephei.
El so rellumu fluctúa ente magnitú +7,9 y +12,0, lo que supón una gran amplitú de variación, cercana a les reparaes nes variables Mira.
S Sagittae
S Sagittae (S Sge / 10 Sagittae / HD 188727 / HR 7609) ye una estrella variable na constelación de Sagita, la flecha, asitiada mui cerca de la llende con Aquila.
S Sagittae ye una de les cefeides más prominentes del cielu nocherniegu. El so rellumu varia ente magnitú aparente +5,24 y +6,04 con un periodu de 8,3821 díes. Como n'otres variables d'esti tipu, el so espectru varia ente F6Ib y G6Ib, siendo'l so radiu 56 vegaes mayor qu'el radiu solar. Tien un conteníu metálico similar al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10. Sicasí, el so conteníu de lantanu y europiu ye significativamente mayor que nel Sol.
Per otra parte, S Sagittae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 675,72 díes. La órbita del sistema ye moderadamente escéntrica, con un valor de ε = 0,238.
Anque midíes de paralax asitien a S Sagittae a una incierta distancia de más de 4000 años lluz respectu al Sistema Solar, otres metodoloxíes basaes na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular amenorguen esta distancia hasta los 2160 años lluz.
S Scuti
S Scuti (S Sct / HD 174325 / HR 7089) ye una estrella variable na constelación de Scutum. Alcuéntrase aprosimao a 1890 años lluz de distancia del Sistema Solar.
S Scuti ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 catalogada como variable semirregular SRB.
Esta clase de variables son xigantes de tipos espectrales tardíos (M, C o S) qu'amuesen periodicidá pocu definida o con intervalos de cambeos irregulares lentos, tando los sos periodos entendíos nel rangu de 20 a 2300 díes; asina, el rellumu de S Scuti en banda B bazcuya ente magnitú aparente +9,63 y +10,9 a lo llargo d'un ciclu de 148 díes.
S Scuti ye una estrella de carbonu, que la so atmósfera estelar —al contrariu que la mayor parte de la estrelles— contién más carbonu que oxíxenu, siendo la so rellación C/O = 1,069.
Relluma con una lluminosidá 4634 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu aprosimao 386 vegaes más grande qu'el radiu solar. Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, quedaríen englobados nel so interior los cuatro primeros planetes, incluyida la Tierra.
Per otra parte, ye una estrella desaxeradamente fría, con una temperatura efectivo nel rangu de 2425 - 2755 K.
Como otres estrelles análogues, S Scuti esperimenta perda de masa estelar, a razón de 5,6 × 10 mases solares per añu.
S Velorum
S Velorum (S Vel / HD 82829 / HIP 46881) ye una estrella variable na constelación de Vela que la so magnitú aparente varia ente +7,74 y +9,50. Alcuéntrase a una distancia averada de 446 años lluz del Sistema Solar.
S Velorum ye una binaria espectroscópica con un periodu de 5,9336 díes.
La componente primaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5Ve, asemeyáu a Alcor (80 Ursae Majoris).
Ye 18,2 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu de 2,23 radios solares.
La estrella secundaria ye una xigante o subxigante naranxa catalogada dende K5IIIe hasta K4IV.
La so lluminosidá ye 3,5 vegaes superior a la lluminosidá solar y, de mayor tamañu qu'el so acompañante, el so diámetru ye 4,6 vegaes más grande qu'el del Sol. Tien una masa de 0,45 mases solares, casi 6 vegaes menor que la de la estrella primaria.
S Velorum ye una binaria cercana del tipu «binaria semidesprendida», lo que supón qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche y dexa masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
Al igual que Algol (β Persei) o λ Tauri, ye una binaria eclipsante; cuando la xigante naranxa intercepta la lluz de la so compañera, el rellumu conxuntu mengua 1,76 magnitúes.
S2 (estrella)
S2 (tamién llamada S0-2) ye'l nome d'una estrella na constelación de Saxitariu.
Ye una de les más brilloses del llamáu cúmulu estelar-S, compuestu poles estrelles más cercanes a la radiofuente Saxitariu A*, con órbites bien escéntriques ya inclinaes.
S2 ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B0-2V que la so masa envalorar 19,5 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu 7 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so edá, al igual que la d'otres estrelles del cúmulu-S, paez tar entendida ente 6 y 400 millones d'años.
La combinación de la edá de les estrelles del cúmulu-S según la so proximidá a Saxitariu A*, suponen un desafíu pa les teoríes de formación estelar.
Na actualidá, inda nun se sabe con certidume como pueden formase estes estrelles.
Si creáronse nel so actual localización, la so formación tien d'asoceder al traviés de procesos non estándar, tales como formación en siquier un discu gaseosu, o por inestabilidá de discos estelares causada pola escentricidá alredor d'un furacu prietu supermasivu.
S2 muévese alredor de Saxitariu A* con un periodu orbital de 15,56 ± 0,35 años nuna órbita altamente escéntrica (ε = 0,87).
La separación ente dambos oxetos varia de 5,5 díes lluz a 17 hores lluz, lo que correspuende a una distancia nel periastru de 120 UA —unes cuatro veces la distancia qu'hai ente Neptunu y el Sol.
Sicasí, la órbita ye estable anguaño, yá que S2 quedaría destruyida pola fuerza de marea de Saxitariu A* namái cuando s'atopara a 16 minutos lluz, 70 vegaes más próxima que na actualidá.
La posición aparente de S2 foi siguida dende 1995 col fin d'axuntar información sobre la esistencia d'un furacu prietu supermasivu nel centru de la Vía Lláctea.
A fecha de 2008 reparóse la órbita completa de S2.
Un furacu prietu supermasivu ye l'únicu oxetu celeste anguaño conocíu qu'esplica les observaciones y los parámetros orbitales atopaos, según la so enorme densidá.
La órbita de S2 va dexar a los astrónomos probar dellos efectos predichos pola teoría de la relatividá xeneral ya inclusive efectos extra-dimensionales.
Considerando una recién estimación pa la masa del Saxitariu A* de 4,3 millones de mases solares, la proximidá de S2 fai que la so órbita balística sía la más rápida conocida, algamando velocidaes qu'entepasen los 5000 km/s, equivalentes al 2% de la velocidá de la lluz. 
Ello implica una aceleración d'aprosimao 1,5 m/s o casi un sestu de la gravedá superficial de la Tierra.
Créese qu'hai miles d'estrelles, según remanentes estelares escuros —furacos prietos estelares, estrelles de neutrones y nanes blanques— distribuyíos nel volume pol cual muévese S2. Estos oxetos tendríen d'alteriar la órbita de S2, faciendo que gradualmente s'esvie de la elipse de Kepler que caracteriza'l movimientu alredor d'un únicu puntu de masa.
Sabik
Sabik ye'l nome de la estrella η Ophiuchi (η Oph / 35 Ophiuchi), qu'a pesar de tener la denominación de Bayer «"Eta"», ye la segunda más brillosa de la constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, dempués de Ras Alhague (α Ophiuchi). Asitiada al sur de la constelación, la so magnitú aparente ye +2,43.
L'orixe del nome Sabik nun ye claru: sábese que provién del árabe y paez aludir a daquién «que preciede», «que vien delantre».
Coles mesmes, en China esta estrella recibía'l nome de Sung, unos de los antiguos estaos feudales de dichu país.
Per otra parte, propúnxose que η Ophiuchi, xuntu a θ Ophiuchi y ξ Ophiuchi, formaba la acadia Tsir o Sir, «la culiebra».
Distante 84 años lluz de distancia del Sistema Solar, Sabik ye una estrella binaria colos sos dos componentes similares, dambes estrelles blanques de la secuencia principal.
Sabik A, con una temperatura de 8900 K, ye 35 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ente que Sabik B, unos 300 K más fría que la so compañera, relluma como 21 soles.
Los dos son más grandes que'l Sol, siendo'l radiu de Sabik A 2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y el de Sabik B 2,0 vegaes mayor.
La velocidá de rotación proyeutada del sistema ye de 23 km/s y esiste cierta evidencia de qu'una o les dos estrelles pueden tener niveles elevaos de dellos metales, fenómenu habitual ente estrelles de tipu A de rotación lenta.
La masa conxunto de dambes estrelles ye de 4,8 mases solares.
Lo inusual del sistema ye la gran escentricidá de la órbita (ε = 0,94), que fai que la separación ente les componentes bazcuye ente 2 UA y 65 UA, siendo el so periodu orbital de 88 años. Les perturbaciones gravitatories nun sistema d'esti tipu faen del tou imposible la esistencia d'un sistema planetariu.
Sadachbia
Sadachbia o Sadalachbia ye'l nome de la estrella γ Aquarii (γ Aqr / 48 Aquarii) na constelación d'Acuariu. Anque ostenta la denominación de Bayer «"Gamma"», tien namái magnitú aparente +3,86 y ye la octava estrella más brillosa de la constelación. El so nome provién del árabe "Sa'd al-Akhbiyah" y significa «Estrella afortunada de les tiendes» —entendiéndose les tiendes como viviendes— anque tamién foi interpretáu como «Estrella afortunada de les coses escondíes». 
Sadachbia ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V que la so temperatura efectivo algama los 9500 K.
Esta clase d'estrelles son abondo frecuentes ente les estrelles que pueden reparase a simple vista.
Vega (α Lyrae), Phecda (γ Ursae Majoris) y Alphecca (α Coronae Borealis) son asemeyaes a ella.
La so lluminosidá, equivalente a 62 soles, ye similar a la de cualesquier d'éstes, pero'l so mayor alloña respectu al Sistema Solar, 158 años lluz, fai qu'el so magnitú visual sía menor.
La so masa ye llixeramente inferior a 3 mases solares.
Sadachbia ye una estrella binaria, que la so naturaleza ye conocida namái pol estudiu del so espectru. De la compañera estelar nada se sabe, sacantes completa una órbita cada 58 díes y muévese a una distancia al respective de la estrella principal de siquier 0,40 UA.
Sadalbari
Sadalbari (μ Pegasi / μ Peg / 48 Pegasi / HD 216131) ye una estrella na constelación de Pegasu.
El so nome, del árabe سعد البري ("Sa'd al-Bari"'), significa «la suerte de la persona escelente».
De magnitú aparente +3,51, ye la séptima estrella más brillosa na so constelación, dempués de ε, β, α, γ, η y ζ Pegasi.
Alcuéntrase a 108 años lluz del Sistema Solar.
Sadalbari ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 5000 ~ K.
Asemeyáu a la componente más brillosa de Capella (α Aurigae) o a Vindemiatrix (ε Virginis), ye menos lluminosa qu'éstes, con una lluminosidá 54 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru 12 ~ vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular correxida pol escurecimientu de llimbu —2,50 milisegundos d'arcu—.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de namái 0,26 km/s, magar ésti ye una llende inferior que depende del enclín del so exa de rotación respectu al observador terrestre.
Sadalbari tien una metalicidá comparable a la de Sol, con un conteníu de fierro en rellación al de hidróxenu llixeramente per debaxo del valor solar (aprosimao'l 86% del mesmu).
Tien una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol y la so edá envalórase en 1000 millones d'años.
Sadalmelik
Sadalmelik ye'l nome de la estrella α Aquarii (α Aqr / 34 Aquarii), de magnitú aparente +2,95, la segunda más brillosa de la constelación d'Acuariu.
Alcuéntrase a aprosimao 760 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Sadalmelik provién de la espresión árabe سعد الملك "Al Saʽd al Malik", «suerte del rei», anque dacuando apaez como "Al Saʽd al Mulk", «suerte del reinu»; esti últimu títulu foi utilizáu por Abu-Yahya al-Qazwiní y Ulugh Beg pa designar a esta estrella al pie de la vecina ο Aquarii.
De manera similar, pa los astrólogos α Aquarii yera conocida como Sidus Faustum Regis.
Sadalmelik ye una estrella superxigante mariella de tipu espectral G2Ib. Esti tipu de superxigantes nun son frecuentes, anque la cercana Sadalsuud (β Aquarii) ye una estrella bien similar. El so radiu ye 60 vegaes el radiu solar y ta bien llueñe de ser una auténtica superxigante de clase G, que suelen ser de tamañu mayor y amás variables cefeides. Sicasí, al igual que Sadr (γ Cygni), Sadalmelik nun ye una cefeida, ensin que se sepa claramente'l motivu.
Piénsase que Sadalmelik, Sadalsuud y Enif (ε Pegasi), con edá y masa similar, tienen un orixe común. Créese que nacieron nuna asociación estelar onde la unión gravitacional nun yera fuerte, y los sos movimientos nos últimos millones d'años dir dixebrando. Amás, los trés estrelles mover de forma perpendicular al planu de la galaxa, daqué que nun ye habitual.
Sadr
Sadr, tamién escritu como Sadir o Sador, ye'l nome de la estrella γ Cygni (γ Cyg / 37 Cygni), la segunda más brillosa de la constelación del Cisne dempués de Deneb (α Cygni).
Asitiada nel centru del asterismo de la Cruz del Norte, tien magnitú aparente +2,23. Alcuéntrase a unos 1500 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome Sadr provién de la palabra árabe صدر şadr, «pechu», vocablu que tamién sirve pa designar a la estrella Schedar (α Cassiopeiae).
En China yera conocida como Tien Tsin, el nome d'una ciudá (*), xeneralmente utilizáu pa designar a un conxuntu de cuatro estrelles qu'incluyía, amás de γ Cygni, a Deneb (α Cygni), Albireo (β Cygni) y δ Cygni.
Sadr ye una estrella superxigante mariella de tipu espectral F8Ib, aprosimao 65.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, que la so temperatura superficial ye de 6500 K. D'alcuerdu al so rellumu y temperatura, puede envalorase que nel momentu de la so nacencia la so masa yera unes 12 vegaes mayor que la masa solar, lo que la asitia cerca de la llende percima del cual les estrelles terminen los sos díes como una supernova.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye un 50% mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,18).
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell, Sadr ta emplazada cerca de la rexón onde les estrelles vuélvense inestables y empiecen a púlsar, variando en rellumu.
Anque nun ye una estrella claramente variable, paez púlsar nuna forma complexa con un ciclu de 74 díes.
Observaciones espectroscópicas d'altu resolvimientu amuesen variaciones de pequeña amplitú na so velocidá radial según na forma de les llinies espectrales; diches variaciones apaecen de forma irregular en ciclos que la so duración ye igual o mayor de 100 díes.
La estrella paez sufrir espansiones radiales y contracciones, al pie de cambeos de temperatura d'aprosimao 15 K.
Visualmente alcontrada nuna complexa rexón de la Vía Lláctea, Sadr apaez arrodiada pola nebulosa d'emisión difusa IC 1318, allumada por estrelles nueves y calientes. Sicasí, Sadr nun forma parte de la nebulosa, yá que ta a mediu camín ente ésta y la Tierra, siendo una estrella en primer planu. El cúmulu abiertu NGC 6910, nel mesmu campu visual, tamién s'atopa muncho más distante.
Saiph
Saiph (κ Ori / κ Orionis / 53 Orionis) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación d'Orión con magnitú aparente +2,06. El so nome provién del árabe "saif al jabbar", que significa «espada del xigante». Alcuéntrase a unos 720 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Con una temperatura superficial de 26.000 K, Saiph ye una superxigante azul lluminosa de tipu espectral B0.5Ia, que la so lluminosidá —incluyida una gran parte de la so radiación emitida nel ultravioleta— ye 65.000 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru angular foi midíu y dexó llograr directamente'l valor de del so radiu, 11 vegaes mayor qu'el radiu solar.
La so enorme lluminosidá trai una gran masa, en redol a 15 o 17 mases solares, lo qu'implica que Saiph, dempués de pasar pola fase de superxigante colorada, va llevar a cabu nel so nucleu internu la fusión nuclear d'otros elementos en fierro, faciendo que la estrella colapse.
Finalmente explosianará como una brillosa supernova.
Saiph paez ser una estrella llixeramente variable, con una variación nel so rellumu de 0,08 magnitúes.
Sanduleak -69° 202a
Sanduleak -69° 202a (SK -69 202 / CPD-69 402) foi una estrella de magnitú aparente 12 alcontrada nes contornes de la Nebulosa de la Tarántula, na vecina galaxa de la Gran Nube de Magallanes. La so esplosión dio llugar a la supernova SN 1987A.
Sanduleak -69° 202a afayóse pol astrónomu rumanu-estaunidense Nicholas Sanduleak, a quien debe'l so nome. Yera una superxigante azul, clasificada como variable lluminosa azul o variable S Doradus, una clase d'estrelles d'enorme lluminosidá que se caractericen por espulsar grandes cantidaes de masa n'episodios esporádicos y violentos. Fai aprosimao 168 000 años, Sanduleak -69° 202a esplotó, dando llugar a la supernova SN 1987A, que la so lluz algamó la Tierra el 23 de febreru de 1987. Foi la primera supernova visible a simple vista dende la invención del telescopiu.
El espectru de Sanduleak -69º 202a tomáu en 1977 nun suxuría nada anormal nes capes esterior de estrellar enantes de la so esplosión en forma de supernova; piénsase que los verdaderos cambeos tuvieron llugar no más fondo de la estrella, nuna zona relativamente pequeña en comparanza al radiu total de la mesma.
La posición de Sanduleak -69º 202a nel diagrama de Hertzsprung-Russell concuerda con una estrella que, mientres la so estancia na secuencia principal, tuvo una masa averada de 20 mases solares. Nel momentu de la esplosión la so masa podría ser de 15 ~ mases solares, por cuenta de la perda de masa causada pol vientu estelar.
Otros cuatro variables lluminoses azules (ente les que s'inclúin η Carinae y Sher 25) podríen correr la mesma suerte dientro d'unos pocos millones d'años.
SAO 20575
SAO 20575 (BD+60 2522 / TYC 4279-1582-1) ye la estrella central de la Nebulosa Burbuya (NGC 7635), asitiada na constelación de Cassiopeia.
Al nun figurar nel catálogu Henry Draper, ye comúnmente conocida pol so númberu de catálogu SAO y Bonner Durchmusterung.
Observaciones realizaes col Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) amuesen que ye la estrella responsable d'allumar la rexón H II S162, y que la so vientu estelar llimpió daqué del material dientro d'ella dando llugar a una envoltura esferoidal.
De magnitú aparente +8,70, SAO 20575 ye una estrella azul —catalogada como xigante na base de datos SIMBAD— de tipu espectral O6.5. Puede tener una temperatura efectivo de 37.500 K y una masa entendida ente 9 y 20 mases solares. Diversos estudios dan valores pal so velocidá de rotación proyeutada de 214 y 178 km/s respectivamente; anque'l so periodu de rotación nun ye bien conocíu, determinaes llinies espectrales varien con un periodu» de 2,94 díes, que bien pudiera tar rellacionáu cola rotación estelar.
Nun esiste unanimidá tocantes a la distancia a la que s'atopen NGC 7635 y SAO 20575 respectu al Sistema Solar. Ente que unes fontes asitiar a 7100 años lluz, otres fontes reseñen una distancia mayor, en redol a 11.000 años lluz; nesti últimu casu, la so lluminosidá correspondería a 600.000 vegaes la del Sol y el so magnitú absoluta sería de -6,3.
SAO 206462
SAO 206462 ye una estrella moza, arrodiada d'un discu circumestelar de gas y de brazos espirales claramente definíos. Ta asitiada a 400 años-lluz de la Tierra na constelación del Llobu ("Lupus"). La presencia d'esos brazos espirales paez tar rellacionada cola esistencia de planetes dientro del discu de gas qu'arrodia la estrella y que tien un diámetru doble que la órbita de Plutón.
El descubrimientu foi presentáu n'ochobre de 2011 por Carol Grady, astrónoma de la compañía Eureka Scientific, que tien la so see nel Centru Goddard pa Vuelos Espaciales, de la NASA, siendo'l primeru d'esta clase que presenta un eleváu grau de nitidez. Realizóse utilizando diversos telescopios espaciales (Hubble, FUSE, Spitzer) y basaos en tierra (observatoriu Gemini y el telescopiu Subaru, asitiáu en Hawaii), dientro d'un programa internacional de busca d'estrelles nueves y d'estrelles con planetes. Nél collaboraron un nutríu grupu d'astrónomos de distintos observatorios.
Sargas
Sargas (Theta Scorpii / θ Sco / HD 159532) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Scorpius («L'Escorpión»), dempués de Antares (α Scorpii) y Shaula (λ Scorpii). Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye Girtab. Los nomes de "Sargas" y "Girtab" provienen del sumeriu, siendo xustamente'l significáu «l'escorpión». La so magnitú aparente ye +1,86, y alcuéntrase a 270 años lluz del Sistema Solar.
Sargas ye una xigante lluminosa blancu-mariella de tipu espectral F1II con una temperatura superficial de 7200 K. El so radiu ye 20 vegaes mayor qu'el radiu solar y tien una lluminosidá 960 vegaes mayor que la del Sol. La so velocidá de rotación ye 50 vegaes mayor que la del Sol (105 km/s) y completa una vuelta cada 10 díes; ésti últimu datu ye un valor máximu, dependiendo del enclín qu'el exa de rotación tenga al respective de nós.
Nel so camín evolutivu, Sargas atopar nuna etapa transitoria d'enfriamientu con 
un nucleu inerte de heliu. En menos d'un millón d'años va ser una variable tipu cefeida —como Mekbuda (ζ Geminorum)— y dempués va tresformase nuna xigante colorada, momentu nel cual nel so nucleu producirá la fusión del heliu en carbonu y oxíxenu.
Sarin (estrella)
Sarin ye'l nome de la estrella δ Herculis (δ Her, 65 Herculis). De magnitú aparente +3,14, ye la tercera más brillosa de la constelación d'Hércules dempués de Kornephoros (β Herculis) y ζ Herculis. Alcuéntrase a 79 años lluz del Sistema Solar.
Sarin ye una estrella binaria que les sos componentes, dixebraes tan solo 0,06 segundos d'arcu, namái pueden ser resueltes per aciu técniques de interferometría. Anque catalogada como subxigante de tipu espectral A3IV, la estrella principal (Sarin Aa), paez ser una estrella blanca de la secuencia principal con namái 370 millones d'años d'edá. Tien una temperatura de 8500 K y una lluminosidá 18,5 vegaes mayor que la del Sol. La so elevada velocidá de rotación, de siquier 270 km/s, fai que complete un xiru sobre sigo mesma en menos de 9 hores.
A partir del so magnitú absoluta visual, la estrella secundaria (Sarin Ab) ye, probablemente, una estrella de tipu F0 con una temperatura de 7500 K y una lluminosidá 6,8 vegaes mayor que la solar. La separación ente dambes componentes ye de siquier 1,45 UA que, al pie de una masa total del sistema de 3,6 mases solares, da como resultáu un periodu orbital de 335 díes.
Sarin B, Sarin C y Sarin D son trés estrelles visualmente a 12, 172 y 192 segundos d'arcu de Sarin A respectivamente. El movimientu d'elles nun concordar col de Sarin A, polo que se piensa que nun tán acomuñaes.
Scheat
Scheat (β Pegasi / β Peg / 53 Pegasi) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Pegasu —dempués de Enif (ε Pegasi)— y una de les que forma'l asterismo del Cuadrante de Pegasu. El so nome provién de la palabra árabe "as-saq", que significa «la pierna» o «la espinía». Alcuéntrase a 200 años lluz del Sistema Solar.
Scheat ye una xigante colorada —catalogada tamién como xigante lluminosa— de tipu espectral M2.5. 
El so diámetru ye 95 vegaes más grande qu'el diámetru solar; asitiada nel centru del Sistema Solar, englobaría a Mercuriu nel so interior, estendiéndose hasta'l 70% del tamañu de la órbita de Venus. Ye una estrella bien fría, con una temperatura superficial de 3700 K, un 65% de la que tien el Sol. La so lluminosidá ye 340 vegaes mayor que la lluminosidá solar considerando namái la lluz visible; pero teniendo en cuenta que Scheat emite una gran cantidá de radiación nel infrarroxu, la so lluminosidá bolométrica, esto ye, en toles llonxitúes d'onda, algama los 1500 soles.
Ye una estrella variable clasificada como variable irregular, que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +2,31 a +2,74. Un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie crea un fina envoltura de gas alredor de la estrella, na cual detectóse vapor d'agua.
Schedar
Schedar o Schedir ye'l nome de la estrella α Cassiopeiae (α Cass / 18 Cassiopeiae), de magnitú aparente +2,24 y la más brillosa de la constelación de Cassiopeia. El so nome, escritu tamién como Shedar o Shedir, provién de la palabra árabe صدر "şadr", «pechu», pola posición que tien nel corazón de la reina Cassiopeia.
Schedar ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K0IIIa y 4530 K de temperatura que s'atopa a 229 años lluz de distancia del Sistema Solar. La so lluminosidá, en lluz visible namái, ye de 500 soles; sicasí, considerando la radiación total emitida, la so lluminosidá xube a 855 vegaes la lluminosidá solar, asitiando a Schedar dientro de la clase de les xigantes lluminoses. Ye una de les poques estrelles onde se reparó directamente la so escurecimientu de llimbu, con un valor midíu del so diámetru angular de 0,00525 segundos d'arcu. El so radiu ye 42 vegaes el radiu solar y tien una masa averada de 4 - 5 mases solares. La so composición química ye similar a la del Sol, magar amuesa unos conteníos notablemente baxos de dellos elementos como zirconiu y europiu. La so edá envalórase ente 100 y 200 millones d'años.
Anque tradicionalmente Schedar taba clasificada como una estrella variable, dende'l sieglu XIX nun se detectó nengún tipu de variación nel so rellumu.
SCR 1138-7721
SCR 1138-7721 (SCR J1138-7721) ye una estrella de magnitú aparente +14,78.
Ta asitiada na constelación austral de Chamaeleon, el camaleón, a 27 minutos d'arcu de la variable YZ Chamaeleontis.
Afayóse en 2004 mientres la busca d'estrelles con movimientu propiu alto nel marcu del estudiu "superCOSMOS-RECONS" (SCR), polo que nun figura nel Catálogu Luyten Half Second nin nel Catálogu Gliese.
Alcuéntrase a 26,7 ± 0,7 años lluz del Sistema Solar.
SCR 1138-7721 ye una nana colorada de tipu espectral M5V, siendo les sos carauterístiques asemeyaes a les de Gliese 682 o YZ Canis Minoris.
Tien una baxa temperatura superficial de 2774 ~ K y la midida del so diámetru angular —0,184 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, equivalente al 16% del que tien el Sol.
Como cabría esperar, la so lluminosidá bolométrica —enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda— ye bien baxa, pos apenes supón el 1,4% de la lluminosidá solar.
La rellación masa-lluminosidá pa estrelles de la secuencia principal dexa evaluar de forma averada la so masa, en redol al 18% de la masa solar.
SCR 1845-6357
SCR 1845-6357 (2MASS J18450541-6357475) ye una estrella a 12,75 años lluz de distancia de la Tierra na constelación de Pavu. Ye una estrella de rellumu bien débil con magnitú aparente +17,39.
SCR 1845-6357 ye un sistema binariu, que la so componente principal, SCR 1845-6357 A, ye una nana colorada de tipu espectral M8.5V, una de les más tenues y fríes que se conocen con una temperatura efectivo averada de 2600 K.
Relluma con una magnitú absoluta de +19,41. Tien una masa d'apenes un 7% de la masa solar y el so metalicidá ye comparable a la del Sol.
En 2010 reparóse un notable fogaral de namái 10 minutos de duración qu'en llonxitú d'onda de rayos X multiplicó por 50 el so rellumu habitual.
El so acompañante, SCR 1845-6357 B, ye una nana marrón clasificada como una nana de tipu T5.5 (unu de los tipos más fríos) con una masa ente 40 y 50 vegaes la masa de Xúpiter y una temperatura envalorada de 950 K.
Ye aprosimao 50 vegaes menos lluminosa que la estrella acompañante y ta dixebrada d'ella 1,17 segundos d'arcu, equivalente a una separación real de 4,5 UA.
Seat (estrella)
Seat (π Aquarii / π Aqr / 52 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,79. Xuntu a Sadachbia (γ Aquarii), ζ Aquarii y η Aquarii forma un asterismo con forma de «Y» conocíu como la «Urna». Seat ye un nome que data del sieglu XVII y alude al significáu de Sadachbia como «estrella afortunada de coses escondíes».
Distante unos 1100 años lluz del Sistema Solar, Seat ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1Ve. Con una elevada temperatura de 26.500 K, ye una estrella Be con un discu ecuatorial caliente, consecuencia de la so alta velocidá de rotación. L'enclín del discu envalórase nunos 60º, polo que la so velocidá de rotación puede ser de 300 km/s, con un periodu de rotación d'aprosimao 1 día. Incluyendo la gran cantidá de radiación ultravioleta emitida, tien una lluminosidá ente 15.000 y 17.500 vegaes la del Sol, siendo'l so radiu unes 6 vegaes más grande qu'el radiu solar. Con una masa envalorada ente 12 y 13 mases solares, Seat ye una clara candidata para, nun futuru, esplotar como supernova. El ritmu de perda de masa estelar ye unu de los mayores reparaos n'estrelles Be (100.000 vegaes superior al del Sol), lo que fai que, al pie de la presencia del discu inestable, Seat presente pequeñes oscilaciones nel so rellumu de 0,3 magnitúes.
Variaciones nel espectru de Seat indiquen la presencia d'una estrella acompañante con un periodu orbital de 84,1 díes. La masa d'ésta última envalórase ente 2 y 3 mases solares, polo que la separación media ente dambes pue ser de 0,9 UA.
Seginus
Seginus o Ceginus (γ Bootis / γ Boo / 27 Bootis) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Boötes con magnitú aparente +3,04, siendo superada por Arturu (α Bootis), Izar (ε Bootis) y Mufrid (η Bootis). El nome de "Seginus" vien de la llatinización d'una forma árabe del nome griegu de la constelación, "Theguius". Otru nome que recibe esta estrella, Haris, provién del nome árabe de la constelación, "Al Haris Al Sama", que significa «el guarda».
A una distancia de 85 años lluz del Sistema Solar, Seginus ye una estrella xigante blanca de tipu espectral A7III con una temperatura superficial de 7600 K y una lluminosidá 34 vegaes mayor qu'el Sol. Les xigantes blanques nunca son tan grandes como les xigantes de tipos espectrales tardíos -K y M-, pos tán empezando a espandise y namái más palantre van convertise n'estrelles verdaderamente grandes. Asina, el radiu de Seginus ye 3,5 vegaes mayor qu'el radiu solar, llueñe del tamañu de les xigantes más fríes. Ye, amás, una variable Delta Scuti, con pequeñes variaciones nel so rellumu de 0,05 magnitúes con un periodu de 6,97 hores. 
Seginus ye una estrella binaria, tando la so compañera separada apenes 0,07 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación real de 1,8 UA. Una tercer estrella, a unos 30 segundos d'arcu, nun ta gravitacionalmente xunida a elles.
Sham (estrella)
Sham o Alsahm ye'l nome tradicional de la estrella α Sagittae (α Sge / 5 Sagittae) de magnitú aparente +4,37. A pesar de tener la denominación de Bayer «"Alfa"», ye namái la tercera más brillosa de la constelación de Sagita, la flecha. El so nome ye d'orixe árabe y significa «flecha», y enantes foi utilizáu pa designar a tola constelación. Curiosamente, les otres dos estrelles más brilloses de Sagita, γ Sagittae y δ Sagittae, nun tienen nome propiu.
Sham ye una estrella de temperatura similar al Sol —5400 K— magar, al ser una xigante lluminosa de tipu espectral G1II, el so radiu ye unes 20 vegaes más grande qu'el radiu solar. Consecuentemente, relluma con una lluminosidá equivalente a 340 soles. El so estáu evolutivu ye inciertu, tando asitiada nuna rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell, conocida como «la Llaguna de Hertzsprung», onde s'atopen bien poques estrelles.
La so composición química difier de la del Sol, amosando un eleváu conteníu de nitróxenu, lo qu'implica que les capes superficiales fueron contaminaes por subproductos procedentes de la fusión nuclear de heliu.
Sicasí, la so bayura relativa de fierro ye bien paecida a la solar ([Fe/H] = +0,01)).
Coles mesmes, entá teniendo les carauterístiques propies d'una estrella variable cefeida, nun se porta como tal.
Tien una masa aprosimao 4 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 150 millones d'años.
Alcuéntrase a 475 años lluz del Sistema Solar.
Shaula
Shaula (λ Sco / 35 Sco) ye un sistema estelar asitiada na constelación d'Escorpiu («L'Escorpión»). A pesar del so designación Bayer «"Lambda"» (sesta lletra del alfabetu griegu) ye, tres Antares (α Scorpii), el segundu puntu más brillosu de la constelación.
El so nome provién del árabe الشولاء "aš-šawlā´", «l'aguiyón».
Shaula apaez visualmente como una estrella múltiple con trés componentes: λ Scorpii A, de magnitú aparente +1,62, λ Scorpii B a una distancia de 42 segundos d'arcu, y λ Scorpii C, a una distancia de 95 segundos d'arcu d'A. Desconozse si les componentes B y C tán físicamente acomuñaes a A.
Lambda Scorpii A ye, de la mesma, un sistema estelar triple. La componente principal, Shaula A o Shaula Aa, ta catalogada como una subxigante azul de tipu espectral B2IV y una temperatura superficial de 25.000 K. El so radiu ye 6,2 vegaes mayor que la solar y la so masa equival a unes 11 mases solares, parámetros más en concordanza con una estrella de secuencia principal y non con una subxigante. Ye amás una variable pulsante de tipu Beta Cephei con dos periodos superpuestos de 0,2137 y 0,1069 díes.
Shaula B orbita cada 2,96 años alredor de la estrella principal, a una separación media real de 5,7 unidaes astronómiques (ua). Puede considerar una versión menor de Shaula A; el so radiu ye 5,4 vegaes la solar y la so masa ye 8 vegaes la del Sol. Con una temperatura superficial de 21.000 K, ye 5.000 vegaes más lluminosa que'l Sol.
La tercera componente, denominada Shaula Ab, tien un periodu orbital en redol a Shaula Aa de namái 5,9525 díes, nuna órbita escéntrica —a pesar de la so proximidá— que fai que la separación ente les dos estrelles varie ente 0,11 y 0,19 ua. Con una masa envalorada 1,8 vegaes mayor que la masa solar, Shaula Ab puede ser una estrella de neutrones, una nana blanca masiva o, quiciabes con mayor probabilidá, una estrella T Tauri entá en formación, dada la mocedá del sistema, que ye inferior a los 15 millones d'años.
El sistema tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar ([M/H] = -0,24 ± 0,08). 
Anque la paralax correxida del satélite Hipparcos (5,71 ± 0,75 milisegundos d'arcu) asitia a Shaula a 570 años lluz de distancia de la Tierra, otres observaciones suxuren que la distancia puede ser de namái 365 años lluz, cifra sensiblemente menor.
Sher 25
Sher 25 (NGC 3603 25) ye una estrella asitiada a unos 20.000 años lluz de distancia en NGC 3603, rexón HII na constelación de Carina. Foi identificada per vegada primera por D. Sher en 1965. Ye considerada una de les principales candidates pa esplotar como supernova nun futuru próximu.
De magnitú aparente +12,2, Sher 25 ta clasificada como una superxigante azul de tipu espectral B1.5Iab. Con una masa de cerca de 60 mases solares y una lluminosidá equivalente a 300.000 soles, ta arrodiada por una nebulosa d'emisión que contién un aníu ecuatorial y probablemente unos filamentos bipolares de fluxu molecular, similar en morfoloxía, masa y cinemática a la envoltura visible güei en redol a SN 1987A. La mesma estrella recuerda a Sanduleak -69° 202a, la proxenitora de la supernova SN 1987A, asocedida na Gran Nube de Magallanes.
La semeyanza ente les nebuloses suxure que l'estáu evolutivu de Sher 25 pue ser similar al de la proxenitora de SN 1987A. Sicasí, esisten diferencies ente les nebuloses, implicando hestories evolutives desiguales, que pueden atribuyise a les distintes bayures ente les poblaciones nueves de la Gran Nube de Magallanes y de la Vía Lláctea, según a diferencies ente la masa de dambes estrelles. Sher 25 paez tar nuna fase evolutiva abondo estable mientres les décades pasaes; igualmente, la proxenitora de SN 1987A tampoco destacó como una estrella variable enantes de la so esplosión.
En contra de lo que se pensó nun principiu, créese que Sher 25 nun pasó pola fase de superxigante colorada, evolucionando directamente dende la secuencia principal a superxigante azul. La nebulosa que la arrodia foi probablemente espulsada mientres esta última etapa.
Sheratan
Sheratan o Sharatan (β Arietis / β Ari / 6 Arietis) ye la segunda estrella más brillosa na constelación d'Aries con magnitú aparente +2,64.
Alcuéntrase a unos 60 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome Sheratan o Sharatan procede del árabe "Al Sharatain" o "Ash-Sharatan", «Los Dos Signos», la forma dual de "Al Sharat", «El Signu»; fai referencia a esta estrella y a la vecina Mesarthim (γ Arietis) como un signu del añu qu'empieza. Sheratan marcaba'l equinocciu vernal en tiempos de Hiparco de Nicea, aprosimao na dómina qu'estes estrelles recibieron los sos nomes.
Coles mesmes, Sheratan y Mesarthim yeren el Padevar persa, «El Par de Protección», el Bashish sogdiano, «El Protector», según l'equivalente coptu Pikutorion. En Babilonia, según Epping, marcaben la segunda constelación eclíptica Mahru-sha-rishu-ku, "Frente de la Cabeza de Ku".
Sheratan ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V con una temperatura de 8200 K. Tien una compañera cercana que nun puede resolvese per aciu el telescopiu y namái ye detectable por espectroscopia. Cabo señalar la elevada escentricidá de la órbita (ε = 0,88), que fai que la separación ente dambes estrelles varie ente 0,08 UA (un 20% de la distancia ente Mercuriu y el Sol) y 1,2 UA (un 20% más de la distancia ente la Tierra y el Sol). El periodu orbital del sistema ye de 107 díes.
La estrella secundaria, Sheratan B, ye una nana mariella de tipu G con una masa un 2% superior a la masa solar. La masa de la estrella blanca principal, Sheratan A, ye'l doble que la del Sol. El 95% de la lluminosidá del sistema apurrir la componente más masiva, unes 22 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Sidus Ludoviciana
Sidus Ludoviciana (L'astru de la universidá- ludoviciana) o Sidus Ludovicianum (L'astru de Ludovico, Ludwig o Luís) ye una débil estrella d'octava magnitú, namái visible con ayuda óptica nel campu ocular de Mizar y Alcor na sietestrellu que la so separación angular ye de 11'48", esta estrella ta formando un ángulu obtusu ente elles.
Benedetto Castelli discípulu y amigu de Galiléu, unvió-y una carta'l 16 de payares de 1616. Describe la so observación de "una estrella visible namái con telescopiu y cerca de Mizar" midiendo la so magnitú aparente, tratar d'una estrella d'octava magnitú y acompaña un bocetu. Castelli aportunó en que la estrella movióse llixeramente de la posición rexistrada mientres el pasáu branu na residencia de Galiléu en Florencia, Bellosguardo.
El 2 d'avientu de 1722 Johann Georg Liebknecht reparó esta estrella al traviés d'un telescopiu de seis pies del observatoriu astronómicu de la universidá ludoviciana en Giessen (Alemaña). Creyó ver un movimientu propiu nel astru y precipitadamente creyó afayar un nuevu planeta, que'l so nome foi Sidus Ludoviciana n'honor del magnificentissimus rector y fundador de dicha universidá, Ludwig V (Luís V), Landgrave del condáu de Hesse-Darmstadt ente 1596 y 1626.
Per otru llau, dada la so presunta escentricidá orbital, al tar bien alloñáu de la eclíptica y en comprobándose, llegar a la conclusión de que nun podía ser un nuevu planeta. En llugar de la fama, ganóse fuertes crítiques de los sos colegues.
Asitiada a una distancia de 120 parsecs (393 años lluz) dexa tras tola mayor parte de les estrelles acomuñaes del carru del sietestrellu, polo que nun pertenez a esta asociación por cuenta de qu'atópense a una distancia media de 80 años lluz y ente'l sistema séstuple de Mizar y Alcor hai una distancia de más de 300 años lluz al respective de Sidus Ludoviciana.
Sigma Aquilae
Sigma Aquilae (σ Aql / 44 Aquilae / HD 185507) ye un sistema estelar na constelación del Águila. De magnitú aparente +5,18, alcuéntrase a aprosimao 680 años lluz del Sistema Solar.
Sigma Aquilae ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son dos estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B3V. Son estrelles calientes con una temperatura superficial envalorada de 18.500 K, y una lluminosidá —tenida en cuenta la radiación emitida nel ultravioleta— de 1540 y 1400 soles, lo que supón que Sigma Aquilae A ye un 10% más lluminosa que Sigma Aquilae B. La masa de caúna d'elles ye unes 6 vegaes mayor que la masa solar.
D'especial interés ye la mínima separación ente dambes estrelles, 0,07 UA —o lo que ye lo mesmo, 15 radios solares—, nuna órbita circular. Amás, l'enclín de la mesma al respective de nós fai que sía una binaria eclipsante; cada 1,95 díes una de les estrelles clisa a la otra. El periodu de rotación ta sincronizáu col periodu orbital, esto ye, caúna de les estrelles presenta siempres la mesma cara a la otra (rotación síncrona). Les fuerces de marea y la so rápida rotación (completen un xiru en 2,3 y 1,9 díes) fai que les estrelles nun sían esfériques sinón esnachaes, lo que produz cambeos nel so rellumu a midida que camuda la so forma dende la nuesa perspectiva, con independencia de los eclises. Sicasí, nun tán tan próximes como por que les sos superficies estiéndanse más allá de los lóbulos de Roche, y por tantu nun hai tresferencia de masa ente elles.
Sigma Bootis
Sigma Bootis (σ Boo / 28 Bootis / HD 128167) ye una estrella na constelación de Boyero de magnitú aparente +4,47. 
Forma una doble óptica con ρ Bootis, siendo la separación ente dambes de 52 minutos d'arcu.
Nun formen, sicasí, un verdaderu sistema binariu, pos mientres Sigma Bootis alcuéntrase a 50 años lluz del Sistema Solar, ρ Bootis topar al triple de distancia. 
Sigma Bootis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F2V con una temperatura superficial de 6900 K.
La so lluminosidá ye 3,1 vegaes mayor que la del Sol, con un diámetru un 20% más grande qu'el diámetru solar y una masa de 1,3 mases solares.
Tien un baxu conteníu en metales —entendiendo como tales aquellos elementos más pesaos qu'el hidróxenu—, aprosimao'l 20% del que tien el Sol.
Sigma Bootis ye una estrella relativamente nueva, posiblemente asitiada nel diagrama de Hertzsprung-Russell cerca de la secuencia principal d'edad cero (ZAMS).
Anque pindiu de confirmar, pue ser una variable Delta Scuti con una llixera variación nel so rellumu de 0,04 magnitúes. 
En redol a ella haise detectáu un discu caliente de polvu qu'implica la posible presencia d'un sistema planetariu, anque hasta'l momentu nengún planeta individual foi descubiertu.
Con una temperatura de 50 K, el discu de polvu estiéndese hasta 60 UA de la estrella, siendo comparable al Cinturón de Kuiper del Sistema Solar.
Desconozse si dos tenues compañeres visuales a 217 y 228 segundos d'arcu tán gravitacionalmente amestaes a Sigma Bootis o son estrelles más distantes que coinciden na mesma llinia de visión.
Na tradición astronómica china, (), ye la constelación de la llanza celestial y qu'arrexunta a un asterísmo formáu poles estrelles centrales de la figura del boyero: Sigma (σ) Bootis, Épsilon (ε) Bootis y Rho (ρ) Bootis. Arriendes d'ello, Sigma Bootis ye denominada como la segunda estrella de la llanza celestial: ()
Sigma Cancri
Sigma Cancri (σ Cnc) puede referise a trés estrelles distintes na constelación de Cáncer:
Sigma Canis Majoris
Sigma Canis Majoris (σ CMa / 22 Canis Majoris / HD 52877) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +3,49. Alcuéntrase a una distancia averada de 1120 años lluz del Sistema Solar, siendo l'erru na midida cimera al 6%. Anque delles fontes asitiar como probable miembru de la asociación estelar Collinder 121, el so movimientu propiu y menor distancia paecen indicar que nun ye asina.
Sigma Canis Majoris ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5Iab —enantes considerada K7Ib— similar a Betelgeuse (α Orionis) con una temperatura superficial de 3750 K.
Estrella notable en dellos aspeutos, la so lluminosidá ye 23.300 vegaes mayor que la del Sol, y el so radiu ye 360 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 1,7 UA, daqué más de la distancia qu'hai ente Marte y el Sol. El so masa envalórase unes 12 vegaes mayor que la masa solar, xusto percima de la llende nel que les estrelles nun rematen la so vida como nanes blanques sinón qu'esploten como supernoves. Les estrelles tan masives tienen vides curties; Sigma Canis Majoris tien una edá averada de 17 millones d'años y yá s'atopa nuna fase bien avanzada de la so evolución estelar.
Como munches estrelles asemeyaes, Sigma Canis Majoris ye una variable irregular de tipu LC, fluctuando el so rellumu ente magnitú +3,43 y +3,51.
Sigma Ceti
Sigma Ceti (σ Cet / 76 Ceti / HD 15798) ye una estrella na constelación de Cetus, el bisarma marina, de magnitú aparente +4,75. Alcuéntrase a 84 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Sigma Ceti ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F5V.
Ye asemeyáu a α Chamaeleontis o Anwar al Farkadain (η Ursae Minoris), con una temperatura efectivo de 6307 K y una lluminosidá 7,3 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so elevada lluminosidá —el doble de la de 6 Ceti por casu, estrella F5V nesta mesma constelación— suxure que pue tar entrando na fase de subxigante.
La so composición química difier de la del Sol; asina, la bayura relativa de fierro —utilizada davezu como midida de la metalicidá d'una estrella— ye un 55% de la solar. Esta mesmu enclín reparar nel conteníu d'otros elementos como magnesiu, azufre y siliciu.
La masa de Sigma Ceti ye un 33% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 3000 - 3100 millones d'años —anque otra fonte asignar una edá notablemente inferior de 2300 millones d'años—.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 4,6 km/s.
Sigma Coronae Borealis
Sigma Coronae Borealis (σ CrB / 17 Coronae Borealis) ye un sistema estelar na constelación de Corona Boreal.
Por aciu telescopiu puédese resolver en dos estrelles, denominaes Sigma Coronae Borealis A y B, dixebraes ente sí 7 segundos d'arcu.
Sigma Coronae Borealis A (HD 146361 / HR 6063), la estrella primaria, tien magnitú +5,64 y ye, de la mesma, una binaria espectroscópica.
Ta formada por dos estrelles de la secuencia principal de tipu F9V y G0V que'l so periodu orbital ye de 1,14 díes.
La separación ente elles ye de namái 0,028 UA, equivalente a unes 6 vegaes el radiu solar.
La estrella de tipu F9 tien una temperatura efectivo de 6000 K y una lluminosidá un 17% mayor que la del Sol.
El so radiu ye un 14% más grande qu'el radiu solar y la so masa ye de 1,11 mases solares.
El so acompañante tien una temperatura de 5900 K y ye apenes un 2% más lluminosa que'l Sol.
La proximidá ente estos dos componentes forzó la rápida rotación de dambes estrelles, con periodu de 1,157 díes, casi sincronizaos col periodu orbital.
Esto produz una gran actividá, faciendo del sistema una variable RS Canum Venaticorum —asemeyada, por casu, a ε Ursae Minoris— recibiendo'l nome, tocantes a variable, de TZ Coronae Borealis.
Sigma Coronae Borealis B (HD 146362 / HR 6064), ye la componente más tenue, con magnitú aparente +6,42.
Ye tamién una nana mariella, anque de tipu espectral G1V.
Con una temperatura de 5800 K de temperatura, la so lluminosidá equival al 85% de la lluminosidá solar.
Sigma Coronae Borealis B completa una órbita alredor del par interior Sigma Coronae Borealis A cada 890 años. La órbita ye notablemente escéntrica, variando la separación ente A y B ente 31 y 225 UA.
Dende Sigma Coronae Borealis B, les componentes de Sigma Coronae Borealis A veríense dixebraes nel cielu ente 25 segundos del arcu y 3 minutos d'arcu, caúna d'elles con un rellumu, en promediu, 70 vegaes mayor qu'el la Lluna llena.
El sistema tópase asitiáu a 71 años lluz del Sistema Solar, siendo la estrella conocida más cercana a él HIP 79551 (GJ 9549), distante 3,7 años lluz. Dicha estrella, tamién denominada Sigma Coronae Borealis C, paez nun tar gravitacionalmente amestada al sistema.
Sigma Cygni
Sigma Cygni (σ Cygni / 67 Cygni / HD 202850 / HR 8143) ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +4,26.
Alcuéntrase aprosimao a 2760 años lluz —con un ampliu marxe d'erru de ± 260 años lluz— del Sistema Solar.
Forma parte de la Asociación estelar Cyg OB4.
Sigma Cygni ye una superxigante blancu-azulada de tipu espectral B9I con una temperatura superficial de 11.300 K.
La so lluminosidá ye unes 26.500 vegaes mayor que la lluminosidá solar y ye una estrella de gran tamañu, con un radiu 43 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,2 UA.
La so velocidá de rotación ye de siquier 30 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 72 díes.
Tien una masa ente 10 y 12 mases solares y la so edá actual envalórase ente 15 y 20 millones d'años.
La so elevada masa va condicionar la so futura evolución, yá que probablemente va acabar esplotando como una brillosa supernova.
Esiste cierta evidencia de que Sigma Cygni tien una compañera estelar cercana que'l so periodu orbital sería de 11 díes.
Sigma Draconis
Sigma Draconis ye una estrella naranxa de la secuencia principal que s'atopa na constelación de Draco, cercana al polu norte celeste.
Sigma draconis ye unu de los 100 oxetivos de la llista d'estrelles del Terrestrial Planet Finder (TPF), un observatoriu orbital que la NASA entama poner en funcionamientu en 2015. La órbita d'un planeta potencialmente habitable tendría de tar a 0,62 UA de Sigma Draconis correspondiéndo-y un periodu de traslación de 196 díes.
Sigma Geminorum
Sigma Geminorum (σ Gem / 75 Geminorum / HD 62044 / HR 2973) ye una estrella de magnitú aparente +4,23 na constelación de Xéminis. Ye una xigante naranxa de tipu espectral K1IIIb y 4600 K de temperatura efectivo. Relluma con una lluminosidá equivalente a 34 soles y tien un radiu 9,3 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Probablemente ye una xigante de baxa masa, en redol a 1,5 mases solares.
Sigma Geminorum ye una estrella variable del tipu RS Canum Venaticorum. Tien una acompañante bien próxima —posiblemente una nana de tipu G o K— a una distancia de namái 0,2 UA de la estrella principal que completa una órbita cada 19,605 díes. La rotación de la xigante naranxa ta sincronizada col periodu orbital de la compañera, xirando más apriesa de lo habitual —la so velocidá de rotación nel ecuador ye ente 22 y 27 km/s—. Ello xeneró una gran actividá magnética na estrella xigante naranxa; hasta'l 30% de la so superficie ta cubierta de grandes manches estelares, que pueden ser análogues a les del Sol, pero de tamaños descomanaos, de forma que cuando xira la estrella'l so rellumu varia. Coles mesmes, ye una de les fontes más importantes de rayos X según una radiofuente notable.
Sigma Herculis
Sigma Herculis (σ Her / 35 Herculis) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +4,20.
Alcuéntrase a 314 años lluz del Sistema Solar.
Sigma Herculis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9V que remató la so etapa como estrella de la secuencia principal.
Tien una temperatura efectivo de 10.294 K y una lluminosidá 236 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida directa del so diámetru angular, 0,48 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti unes cinco veces más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 294 km/s.
El so conteníu metálico ye bien paecíu a la solar ([Fe/H] = +0,03).
Tien una masa 3,3 vegaes mayor que la masa solar y la so edá ye d'aprosimao 700 millones d'años.
Sigma Herculis ye una estrella binaria resuelta por interferometría que'l so periodu orbital ye de 14,65 años.
Amás, el satélite IRAS reveló que Sigma Herculis tópase arrodiada por un discu circumestelar de polvu. El radiu del discu ye de 157 UA y la so temperatura de 80 K.
Sigma Leonis
Sigma Leonis (σ Lleo / 77 Leonis) ye una estrella na constelación de Lleo de magnitú aparente +4,05, siendo'l decimotercer astru más brillosu de la constelación.
Alcuéntrase a 220 años lluz del Sistema Solar.
Per otra parte, en China recibía'l títulu de Shang Tseang, «el Xeneral Mayor».
Sigma Leonis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B9.5V, percorriendo'l 83% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
Tamién foi catalogada como subxigante de tipu B9IV.
Tien una temperatura efectivo de 10.680 K y una lluminosidá 127 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La midida directa del so diámetru angular, 0,44 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti 3,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 57 km/s.
Sigma Leonis tien una masa tres veces mayor que la masa solar.
Estes estrelles caracterizar por fuertes campos magnéticos y llinies d'absorción fuertes de ciertos elementos; nel casu de Sigma Leonis, ye notable'l siliciu.
Sigma Lupi
Sigma Lupi (σ Lup / HD 127381 / HR 5425) ye una estrella de la constelación de Lupus, el llobu, de magnitú aparente +4,42.
Clasificada nos catálogos como xigante azul de tipu espectral B2III, Sigma Lupi puede ser, según otru autores, una estrella de la secuencia principal de tipu B1-B2V.
Alcuéntrase a 574 años lluz del Sistema Solar.
Muncho más caliente qu'el Sol —el so temperatura efectivo ye de 23.000 K—, Sigma Lupi relluma con una lluminosidá 5754 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so diámetru ye 4,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar y la midida de la so velocidá de rotación proyeutada da como resultáu la modesta cifra —pa una estrella caliente de les sos carauterístiques— de 80 km/s; sicasí, hai que tomar esti valor como una llende inferior, pos, dependiendo del enclín del so exa de rotación, la so velocidá puede ser bien cimera.
9 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá puede ser d'aprosimao 13 millones d'años.
Sigma Lupi paez tener una compañera cercana que fai qu'el so rellumu varie 0,02 magnitúes. Nun ye una binaria eclipsante sinón una variable elipsoidal rotante, esto ye, la proximidá ente les estrelles fai qu'éstes tengan forma elipsoidal, polo que la área visible camuda conforme les estrelles mover na so órbita. Espiga (α Virginis) ye l'exemplu más notable d'esta clase de variables.
Sigma Orionis
Sigma Orionis (σ Ori / 48 Orionis) ye un sistema estelar séstuple na constelación d'Orión. La so magnitú aparente conxunta ye +3,66. Representa'l pináculo d'un cúmulu —llamáu Cúmulu de Sigma Orionis— asitiáu a unos 1150 años lluz del Sistema Solar, que de la mesma forma parte de la Asociación estelar Orión OB1.
La componente dominante del sistema ye una estrella triple, Sigma Orionis Aa, Ab y B. Sigma Orionis Aa y Ab son dos estrelles de gran masa xirando una alredor de la otra con un periodu orbital de namái 143 díes. Sigma Orionis AaAb y Sigma Orionis B, de magnitúes +4,2 y +5,1, tán dixebraes 0,25 segundos d'arcu. Dambes son estrelles azules de la secuencia principal; la más brillosa ye de tipu espectral O9.5 y 32.000 K de temperatura, ente que la so compañera ye de tipu B0.5 y 29.600 K.
Ye una de les binaries visuales de mayor masa, con 18 mases solares la estrella más caliente y 13,5 mases solares la so compañera.
Separada de Sigma Orionis AaAb por unes 100 UA, el periodu orbital de Sigma Orionis B ye de 157 años.
Les siguientes estrelles tocantes a rellumu son Sigma Orionis D y Sigma Orionis Y. Los dos son estrelles de tipu B2V con una masa de 7 mases solares. El rellumu de dambes ye bien asemeyada —magnitúes +6,62 y +6,65—, pero Sigma Orionis Y estrémase por ser una estrella rica n'heliu. Na so superficie, el heliu paez tar concentráu en manches concretos qu'impliquen una combinación del exa de rotación y de la exa del campu magnéticu estelar.
La sesta estrella, Sigma Orionis C, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2V. D'alcuerdu a la so separación proyeutada —3900 UA— ye la más próxima al par AB. Sigma Orionis D y Sigma Orionis Y atópense, respectivamente, a 4600 UA y 15.000 UA de la binaria AB.
Sigma Puppis
Sigma Puppis (σ Pup) ye una estrella na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente +3,25, alcuéntrase a 194 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Sigma Puppis ye una xigante naranxa de tipu espectral K5III con una temperatura superficial averada de 3970 K.
Incluyendo la radiación infrarroxo qu'emite, la so lluminosidá ye 347 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 39 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa cinco veces mayor que la del Sol.
Probablemente nel so nucleu cesó la fusión nuclear del heliu en carbonu y oxíxenu, ente que la so edá averada ye de 1400 millones d'años.
Sigma Puppis tien una compañera estelar detectada per aciu espectroscopia que'l so periodu orbital ye de 257,8 díes.
El so órbita ye moderadamente escéntrica (y = 0,17).
Felicidá acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V - A2V.
Tien una masa ente 2,0 y 2,5 mases solares y un radiu ente 1,8 y 2,4 vegaes más grande qu'el del Sol.
La separación media ente dambes estrelles equival a cuatro veces el radiu de la xigante (unes 0,18 UA).
Una tercer estrella de magnitú +9,4 completa'l sistema estelar.
Visualmente a 22,3 segundos d'arcu del par interior, ye una nana mariella de tipu G5V.
La so separación real al respective de la binaria ye igual o superior a 1300 UA, lo qu'implica qu'el so periodu orbital ye de siquier 27.000 años.
Sigma Sculptoris
Sigma Sculptoris (σ Scl / σ Sculptoris / HD 6178 / HR 293) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor de magnitú aparente +5,51. Alcuéntrase a 227 años lluz del Sol.
Sigma Sculptoris ye una estrella blanca de la secuencia principal que, al igual qu'el nuesu Sol, llogra la so enerxía de la fusión del hidróxenu. De tipu espectral A2V, tien una temperatura efectivo de 8591 K, siendo les sos carauterístiques físiques similares a les d'estrelles más conocíes como Siriu (α Canis Majoris) o Alfecca Meridiana (α Coronae Australis). Tien una lluminosidá 29 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Con una masa de 2,16 mases solares, percorrió 2/3 partes del so trayectu dientro de la secuencia principal.
Sigma Sculptoris ta catalogada como estrella variable del tipo Alfa2 Canum Venaticorum. Les estrelles d'esta clase, representaes por Cor Caroli (α CVn), caracterizar por tener campos magnéticos intensos y presentar llinies espectrales especialmente fuertes de determinaos elementos químicos. El rellumu de Sigma Sculptoris varia 0,03 magnitúes, nun esistiendo rexistru de nengún periodu.
Sigma Serpentis
Sigma Serpentis (σ Ser / 50 Serpentis / HD 147449) ye una estrella na constelación de Serpens, asitiada en Serpens Caput —la cabeza de la culiebra—.
Alcuéntrase a 89 años lluz del Sistema Solar.
Sigma Serpentis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F0V con una temperatura efectivo de 6934 K.
Neto a les componentes del sistema Porrima (γ Virginis) o a Alchiba (α Corvi), la so magnitú aparente ye +4,82 y la so lluminosidá ye 7,6 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un diámetru un 80% más grande qu'el diámetru solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 94 km/s.
Tien una masa un 60% mayor que la masa solar.
Sigma Serpentis presenta una metalicidá prácticamente igual a la solar ([Fe/H] = +0,01), siendo la so composición química bien paecida a la del Sol.
De 16 elementos evaluaos, namái unos pocos presenten niveles daqué más altos que nel Sol, como ye'l casu del oxíxenu; ente éstos, el escandiu ye l'elementu que presenta una «sobreabundancia» más acusada.
Sigma1 Cancri
Sigma1 Cancri (σ Cnc / 51 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,67.
Anguaño alcuéntrase a 210 años lluz de distancia del Sistema Solar, pero dientro de 4,1 millones d'años va tener llugar el so máximu acercamientu a la Tierra —cuando va tar a 71 años lluz—, momentu en qu'el so rellumu va algamar magnitú +3,32.
Comparte la denominación de Bayer «Sigma» con otros dos estrelles, Sigma2 Cancri y Sigma3 Cancri, nun esistiendo rellación física ente elles. Sigma2 Cancri, la más cercana a ella de los dos, ta dixebrada 9,4 años lluz.
Sigma1 Cancri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A8ms. Con una temperatura efectivo de 7780 K, relluma con una lluminosidá 18 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 84 km/s y tien una masa de 1,91 mases solares.
Tocantes a el so estáu evolutivu, yá escurrieron 2/3 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Sigma1 Cancri ye una estrella con llinies metáliques, lo que vien indicáu pola «"m"» nel so tipu espectral.
Siriu o Acubens (α Cancri), esta postrera tamién en Cáncer, son estrelles d'esta clase.
Sigma3 Cancri
Sigma3 Cancri (σ Cnc / 64 Cancri) ye una estrella na constelación de Cáncer de magnitú aparente +5,23.
Comparte la denominación de Bayer «Sigma» con otros dos estrelles, Sigma1 Cancri y Sigma2 Cancri.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Sigma3 Cancri alcuéntrase a 296 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Sigma3 Cancri ye una xigante mariella de tipu espectral G9III con una temperatura efectivo ente 5043 y 5074 K.
Ye 74 vegaes más lluminosa qu'el Sol y, como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, ye una estrella del discu finu.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,9 km/s.
Tien una masa envalorada de 2,7 mases solares y una edá ente 470 y 630 millones d'años.
Sigma3 Cancri presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la del Sol ([Fe/H] = -0,09).
Otra manera, los niveles d'elementos de captura neutrónica como bariu, praseodimiu y ceriu son más elevaos que les solares.
Siriu
Siriu, o Sirius na so denominación llatina, ye'l nome propiu de la estrella Alfa Canis Maioris (α CMa, tamién Alfa Canis Majoris), la de tol cielu nocherniegu vista dende la Tierra, asitiada na constelación del hemisferiu celeste sur Canis Maior. Esta estrella tan notable, que ye en realidá una estrella binaria, ye bien conocida dende l'antigüedá; por casu, nel Antiguu Exiptu, la salida heliaca de Siriu marcaba la dómina de los hinchentes del Nilu, y tuvo presente en civilizaciones tan desemeyaes como la griega, la maya y la polinesia. N'ocasiones, y coloquialmente, Siriu ye llamada «Estrella Perru» arriendes de la constelación a la que pertenez. 
La componente primaria de les dos estrelles que conformen el sistema, Siriu A, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V que cunta con una temperatura superficial de 10 000 K y que ta alloñada a unos 8,6 años-lluz del Sistema Solar, lo que la convierte na . La so magnitú aparente na banda B (azul) ye -1,46, y na banda V ye -1,47. Friedrich Bessel, en 1844, dedució la presencia d'una compañera, un oxetu celeste bien tenue agora llamáu Siriu B o «el Cachorru», que foi reparáu de casualidá per primer vegada en 1862 pol constructor d'oxetivos astronómicos Alvan Graham Clark. Foi una de les primeres nanes blanques en ser afayaes, la so magnitú na banda V ye 8,44, el so tipu espectral ye DA2 y la so temperatura superficial ye d'unos 25 200 K. 
Por cuenta de ciertes irregularidaes na órbita del sistema Siriu formáu por dambes estrelles, suxurióse la presencia d'una tercer estrella, Siriu C, una presunta nana colorada con un quintu de la masa del Sol y tipu espectral M5-9, nuna órbita elíptica de seis años alredor de Siriu A. Esti oxetu entá nun foi reparáu y alderícase la so esistencia real.
El nome propiu más común pa esta estrella provién del llatín "Sīriŭs", de la mesma del griegu antiguu "Σείριος" ("Seirios"), anque la palabra helena podría ser importada d'otru llugar con anterioridá a la dómina arcaica de l'Antigua Grecia, a lo que dalgunos suxuren una conexón col dios exipciu Osiris. El primer usu documentado d'esti nome data del sieglu VII e.C., na obra poética "Trabayos y díes" de Hesíodo, quien calificó a Siriu pol so centelleo diciendo, por casu, "ποίκιλος Σείριος": "poíkilos Seirios", «Siriu, el que relluma en munchu colores». Sicasí, Siriu cunta con más de cincuenta designaciones distintes. 
En árabe conocer a la estrella como الشِّعْرَى (transliterado: "aš-ši‘rā" o "ash-shira"; el líder), del que deriva l'alternativu "Aschere". En sánscritu nomar "Mrgavyadha", «cazador de venaos», o "Lubdhaka", «cazador». Sol primeru d'estos dos nomes, Siriu representa a Rudra (Shiva). Viaxando bien al norte, en Escandinavia la estrella yera llamada "Lokabrenna", daqué según «l'antorcha de Loki». Mientres la Edá Media, na astroloxía Siriu yera una de los quince estrelles fixes behenias, acomuñada concretamente col berilu y los juníperos, y que'l so símbolu astrolóxicu foi llistáu por Agrippa de Nettesheim.
Históricamente, munches cultures asignaron una especial trescendencia a Siriu, qu'en particular foi rellacionada frecuentemente colos perros, d'ende que coloquialmente sía conocida como la Estrella Perru» (y toles sos variantes idiomátiques: "Dog Star", "Stella del Cane", "Hundsstern", "Köpek-yıldız", "Hundstjärnan", etc.), lo cual tien que ver en parte con que los nomes de les constelaciones son yá antiguos y tamién con que sía la estrella más brillosa de la so constelación, Canis Maior, el «Gran Can», que típicamente foi identificáu como'l perru del xigante Orión, anque esta nun foi la única opción. Inclusive Homero, nel so "Ilíada", describió l'acercamientu de Aquiles a Troya faciendo referencia a Siriu como perru de Orión, como estrella más brillosu y como malvada.
Na astronomía china, ye conocida como la estrella del llobu celestial» (en chinu y ; pinyin: "Tiānláng"; rōmaji: "Tenrō") na Casona de Jǐng (井宿). Per otru llau, en Norteamérica, munchos pueblos indíxenes rellacionaron d'igual manera Siria colos cánidos; los seri y los tohono O'odham tomaron la estrella como un perru qu'escorría a oveyes de los montes, ente que los pies negros llamar «Cara-perru». El pueblu cheroqui empareyó Siriu con Antares como pareya de perros guardianes que curiaben cada llau del Camín de les almes»; los pawnee de Nebraska realizaron delles asociaciones: la tribu Skidi nomar «Estrella Llobu», pero otres usaben la variante «Estrella Coyote». En Alaska, los inuit del estrechu de Bering conocíen Siriu como «Perru Lluna».
Otra manera, delles cultures venceyaron a Siriu con arcos y fleches. Los antiguos chinos visualizaron un gran arcu y una flecha formaos por Puppis y Canis Maior derrompiendo'l cielu sur, de manera que l'estremu de la flecha apunta al llobu Siriu. Una conexón similar atopar nel templu de Hathor en Dendera, onde la diosa Satis dispara la so saeta a Hathor —Siriu, que col nome "Tir" yera retratada como la flecha en sí na cultura persa posterior—.
Igualmente, mentar a Siriu nel capítulu 53 del Corán, tituláu "An-Najm", «La estrella», de la siguiente manera: وأنَّهُ هُوَ رَبُّ الشِّعْرَى, "«Qu'Él ye'l Señor de Siriu (la Poderosa Estrella)»" (53:49).
Magar ye ciertu que Siriu ye designada por bien distintos nomes científicos, la gran mayoría d'ellos tán constituyíos por unes sigles y un númberu. La clásica denominación de Bayer, del sieglu XVII, basada n'ordenar les estrelles de cada constelación por rellumu aparente per aciu el alfabetu griegu siguíu del nome llatinu de la constelación en xenitivu, asignaba a esta estrella'l nome Alfa Canis Maioris o α Canis Maioris, embrivíu como α CMa. L'inconveniente d'esti sistema aniciaba nel fechu de qu'hai munches más estrelles por constelación que lletres nel alfabetu, por ello John Flamsteed plantegó un nuevu métodu consistente en dar a cada estrella d'una constelación un númberu y non una lletra, siguiendo la ascensión reuta creciente en llugar del rellumu. Asina, y añediendo tamién el xenitivu llatinu, Siriu quedaba como 9 Canis Maioris, embrivíu de la mesma 9 CMa. Darréu creáronse más catálogos estelares de mayor valumbu y precisión. Nel Bonner Durchmusterung, tres les correspondientes sigles del catálogu (hai delles por cuenta de les sos ampliaciones) van la declinación de la estrella y un númberu, Siriu ye BD −16° 1591. En el de Henry Draper, que tien en cuenta l'orde d'ascensión reuta pa la dómina 1900.0 y que foi'l primer intentu de clasificación por tipu espectral, a Siriu axudicóse-y HD 48915; pero nel Bright Star Catalogue, qu'inclúi aprosimao les estrelles visibles a güeyu, Siriu pasa a ser HR 2491. Otros munchos son PPM 217626, del Positions and Proper Motions Catalogue, SAO 151881, del Smithsonian Astrophysical Observatory, GC 8833, del Boss Xeneral Catalogue, WDS 06451-1643A, ADS 5423, GL 244, FK5 257, LHS 219, NSV 17173 y el del recién, precisu y completu catálogu Hipparcos: HIP 32349.
Dada la so calidá d'estrella escepcionalmente vistosa, Siriu atopa presente dende tiempos prehistóricos na mitoloxía, les relixones y el costumes de numberoses cultures. 
Siriu, estrella conocida nel Antiguu Exiptu como "Sopdet", "Sothis" o "Sethis" (, "Sothis"), apaez yá nos primeros rexistros astronómicos, simbolizada yá por un perru, orixe del ulterior nome del Can Mayor. Mientres la dómina del Imperiu Mediu d'Exiptu, el pueblu exipciu basaba'l so calendariu nel orto heliaco de Siriu, esto ye, el primer día en que se fai visible por occidente de madrugada xustu enantes de la salida del Sol, dempués d'alloñase abondo del rellumu del Sol. La importancia d'esti fechu mora en que marcaba l'entamu de la temporada añal de crecida del ríu Nilu, enantes del solsticiu branizu, dempués d'una ausencia de setenta díes nos cielos nocherniegos. El xeroglíficu de Sothis amuesa una estrella de cinco puntes y un triángulu. Sothis yera identificáu cola gran diosa Isis, que formaba parte, al pie del so maríu Osiris y el so fíu Horus, d'un triteísmo, ente que esi periodu de setenta díes nos que Siriu non se vía nel cielu simbolizaba'l pasu de Isis y Osiris pol duat, el inframundo exipciu. D'una manera similar, pa los chibchas de l'actual Colombia la salida heliaca de Siriu anunciaba l'empiezu de la temporada d'agües.
La ineludible rellación ente Siriu y el calendariu exipciu causó que, col tiempu, Siriu y el conocíu como ciclu sotíaco (tamién sotiaco, sothiaco o sótico) convirtiérense tamién nun importante elementu qu'ayude a determinar con mayor exactitú la cronoloxía del Antiguu Exiptu, cuidao que los antiguos exipcios nun utilizaron un únicu sistema pa fechar. Per otra parte, esti métodu nun ta exentu d'inconvenientes y ello traxo l'apaición de dellos detractores que prefieran recurrir a otros sistemes. El ciclu sotiaco ye'l periodu de 1461 años de 365 díes esactos (del calendariu exipciu, nel xulianu son 1460 años de 365,25 díes) que tarda la salida heliaca de Siriu en coincidir de nuevu col empiezu del añu nuevu, el primer día del mes Thoth, descoordinación que vien acarretada porque l'añu exipciu nun coincidía col sidéreo. Gracies a el caltenimientu de dellos restos arqueolóxicos que faen referencia al orto heliaco de Siriu y de los que se conoz a qué dinastía pertenecen, como una tabla de marfil del faraón Dyer, puede afitase una referencia a partir de la cual datar los acontecimientos asocedíos nel Antiguu Exiptu.
En Sumeria, alredor del tercer mileniu enantes de Cristu, Siriu adoptó yá papeles centrales na relixón sumeria. Como estrella de referencia pal calendariu, y so la denominación "KAK.SI.SÁ", cumplía una importante función nel ciclu agrícola; y col nome de "KAK.TAG.GA" (flecha del cielu) Siriu yera considerada como una divinidá principal pero subordinao a la estrella dominante de Dios sobre'l restu d'oxetos celestes», Venus, que yera adorada como la diosa Inanna. Finalmente, na procesión de Akitu —añu nuevu— Siriu recibía les sos correspondientes ufriendes. Más tarde, y prácticamente ensin cambeos no que representaba, pa los asirios y los babilonios Siriu suponía amás, según les tables de magre "MUL.APIN", la señal pa especificar los años bisiestos.
La civilización de la Antigua Grecia reparó que l'apaición de Siriu anunciaba los templaos y secos branos mediterráneos, y por tantu tarrecíen qu'amostalgara les plantes, que debilitara a los homes y qu'escitara a les muyeres. Por cuenta del so rellumu, la titilación de Siriu yera más apreciable nes condiciones atmosfériques variables de principios del branu, lo cual indicaba, pa'l observadores griegos, ciertes emanaciones que provocaben la so influencia malina. Les persones que sufríen los sos efectos yeren denominaes "αστροβόλητος" ("astrobólētos", «cutíes pola estrella»). Na lliteratura calificar a la estrella como «encesa» o «llameante». La temporada posterior a l'apaición de Siriu pasó a ser conocida como los díes del perru». Los habitantes de Ceos, islla del archipiélagu de les Cícladas, nel mar Exéu, ufiertaben sacrificios a Siriu y a Zeus por que llevaren orales frescos, y esperaríen el remanecimientu de la estrella pel branu. Si alzábase clara, abarruntaba bona fortuna, pero, per otru llau, si alzábase brumosa o borrosa, agoraba (o más bien emanaba) pestilencia. Delles monedes del sieglu III e.C. recuperaes de la islla presenten perros o estrelles de los que surden rayos, lo que destaca la relevancia de Siriu. Tamién en Grecia, l'astrónomu y matemáticu Aristarco de Samos consideró a la estrella como un sol por cuenta del so rellumu .
Darréu, los romanos celebraben la puesta de Siriu'l 25 d'abril sacrificando pa la diosa Robigo un perru xuntu con inciensu, vinu y una oveya, con oxetu de protexer esi añu les colleches d'enfermedaes como la ruque del trigu por causa de les emanaciones malvaes de la estrella. Coles mesmes, los romanos denominaron «canicŭla» (canícula) a los díes del perru griegos, cultismu llatinu que se caltuvo nel idioma español y que retien el so significáu, que refierse a los díes de mayor calor, lo qu'en España asocede anguaño nel mes de agostu, anque esta dómina d'altes temperatures enantes tenía llugar tres el orto heliaco de Siriu; esti desplazamientu temporal débese a la precesión de los equinoccios.
Claudio Ptolomeo de Alexandría, nel sieglu II, cartografió les estrelles nos llibros séptimu y octavu del so "Almagesto", un tratáu astronómicu que contién el catálogu estelar más completu de l'antigüedá. Nél, Ptolomeo usó Siriu como localización del meridianu central terrestre. Curiosamente, dibuxó Siriu como una de los seis estrelles coloraes, daqué que güei se sabe que nun ye ciertu, pero que sicasí foi una tema revesosa pa los astrónomos mientres enforma tiempu. Les otres cinco estrelles coloraes son de clase M y K, como por casu Arturu, na constelación del Boyero, y Betelgeuse, en Orión.
N'otru llugar del mundu, Polinesia, les estrelles más brilloses yeren importantes pa la saléu ente los miles d'islles y atolones del océanu Pacíficu. Baxes, xuntu al horizonte, sirvíen de brúxules estelares qu'ayudaben a los marineros a trazar el so aldu escontra'l so destín final. Adicionalmente, funcionaben como marcadores de llatitú; nel casu de Siriu, concasa cola llatitú del archipiélagu de Fiyi, en 17º S, de manera que devasaba les islles cada nueche. Pa los polinesios el mapa de los cielos nocherniegos nun yera'l mesmu qu'el de romanos y griegos. Nel so firmamentu, Siriu pertenecía a una constelación llamada "Manu", na que faía les vegaes de cuerpu d'un gran páxaru que les sos puntes de les nales nun yeren otres que Canopus al sur y Proción al norte, otros dos estrelles notables, que estremaben la nueche polinesia en dos hemisferios. De la mesma forma en que l'apaición de Siriu enantes de l'aurora anunciaba'l branu pa los griegos, pal pueblu maorín señalaba l'empiezu del iviernu, na so llingua llamáu "Takurua", nome que designaba tantu a la estación como a Siriu. El so puntu culminante nel solsticiu ivernizu yera día de fiesta en Hawaii —archipiélagu que, sicasí, yá s'atopa nel hemisferiu norte terrestre, pero a baxa llatitú—, onde yera conocíu como "Ka'ulua", «Reina del cielu», anque nun ye este'l so únicu nome a lo llargo del Pacíficu, pos recibía otros como "Tau-ua" nes islles Marqueses, "Rehua" en Nueva Zelanda y "Aa" y "Hoku-Kauopae" na mesma Hawaii.
Nel sieglu XVIII, l'influyente filósofu prusianu Immanuel Kant cavilgó sobre Siriu y, pola mor del resplandiosu centelleo de la estrella nel cielu européu, onde nun pueden trate rivales inmediates en rellumu como Canopus, Alfa Centauri o Achernar, pensó que sería'l centru de gravitación del universu alredor del cual rotarían el restu d'oxetos celestes.
Esiste un grupu étnicu de Malí, los dogones, al que se-y atribúi tener conocencies tradicionales sobre Siriu que teóricamente seríen imposibles d'adquirir ensin l'usu d'un telescopiu. Según los llibros "Entretiens avec Ogotemmêli" y "-y renard pâle", del antropólogu francés Marcel Griaule (1898 - 1956), esti pueblu non yá conocía'l periodu orbital de cincuenta años de Siriu y del so pequeñu astru compañeru primero que los astrónomos européu y estaunidense, sinón que tamién faíen referencia a una posible tercer estrella nel sistema. Siriu A ye conocida como "Sigi tolo", Siriu B como "Po tolo" y la tercer estrella como "Emme yá tolo". El llibru de Robert K. G. Temple de 1976 "The Sirius Mystery", nel que s'acomuñar a los dogones con estraterrestres, acredíta-yos amás la conocencia del sistema xovianu descubiertu por Galiléu Galilei de los cuatro mayores llunes de Xúpiter y tamién la conocencia de los aníos de Saturnu. Tales nociones astronómiques nun pasaron desapercibíes y xeneraron discutiniu y especulación. Partiendo d'un artículu del añu 1978 de la publicación "Skeptical Inquirer", ye posible qu'esti estraordinariu entendimientu del sistema Siriu fuera consecuencia de contaminación cultural, daqué de lo que más apocayá s'acusó a los mesmos etnógrafos, esplicación que pela cueta paez demasiáu simplayu pa otros. Noah Brosch, nel so llibru "Sirius Matters", propunxo que dicha tresferencia cultural astronómica al pueblu dogón tuvo llugar en 1893, cuando una espedición francesa que pretendía contemplar un eclís visitó la so rexón. Otros posibles culpables d'esa supuesta contaminación cultural podríen ser misioneros nel añu 1930, enantes de les primeres investigaciones de Marcel Griaule colos dogones.
Siriu ye una estrella binaria compuesta de dos estrelles blanques orbitando ente sigo a una distancia d'unes 20 ua (unos 3·10 km), aprosimao la distancia ente'l Sol y Uranu, y un periodu de cincuenta años. La componente más brillosa, Siriu A, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V, con una temperatura superficial envalorada en 9940 K. La so compañera, Siriu B, ye una estrella que yá evolucionó de la secuencia principal y convirtióse en nana blanca. Anguaño ye diez mil vegaes menos lluminosa nel espectru visual, pero nun tiempu foi la más masiva de los dos. La edá del sistema calculóse n'alredor de 230 millones d'años. Créese qu'un momentu más tempranu de la so esistencia había dos estrelles blanques azulaes viaxando caúna nuna órbita elíptica cada 9,1 años. La emisión de radiación infrarroxo del sistema Siriu ye más alta de lo esperao, según les midíes del observatoriu espacial IRAS, lo que podría ser una prueba de polvu nel sistema y considérase inusual pa una estrella binaria. La imaxe del observatoriu de rayos X Chandra amuesa a Siriu B clisando al so, en teoría, más brillosa compañera, cuidao que Siriu B ye una fonte más potente de rayos X.
Siriu A tien una masa averada de 2,02 vegaes la del Sol, que ye de 1,9891·10 kg. El radiu de Siriu A, 5,936±0,016 mas, foi midíu con interferómetro astronómicu. La so velocidá rotacional ye relativamente baxa, de 16 km/s, por causa de lo cual nun se produz una abombadura significativa del discu, al contrariu de lo que-y asocede a una estrella de tamañu asemeyáu, Vega, que por cuenta de la so alta velocidá de rotación de 274 km/s presenta un diámetru ecuatorial muncho más prominente que'l polar. Ente que la magnitú aparente de Siriu ye la mayor del cielu nocherniegu no qu'a estrelles se refier, con -1,46, el so magnitú absoluta ye 1,42, bien per debaxo de les sos vecines Iota Canis Maioris, Bellatrix o VY Canis Maioris. La so edá ronda los 200 o 300 millones d'años.
Los modelos teóricos estelares indiquen que la estrella formar mientres el colapsu d'una nube molecular y, dempués de diez millones d'años, la so xeneración interna de enerxía provenía dafechu de reacciones nucleares. El nucleu pasó a ser una zona convectiva y faía usu del ciclu CNO pa xenerar enerxía. Espérase que Siriu A escose les reserves de hidróxenu del so nucleu enantes de mil millones d'años dempués de la so formación. Entós va convertise nuna xigante colorada para depués acabar siendo una nana blanca.
L'espectru de Siriu A desvela llinies fuertemente metáliques, esto ye, ye una estrella rica en elementos más pesaos qu'el heliu, como por casu el fierro. En comparanza col Sol, la proporción de fierro frente a la d'hidróxenu na atmósfera de Siriu A vien dada por: formula_1, equivalente a 10, lo que quier dicir que Siriu A tien un 316% de la proporción de fierro-hidróxenu esistente na atmósfera del Sol. Per otra parte, ye improbable qu'esi porcentaxe d'elementos metálicos sía'l mesmu na totalidá de la estrella; podría tar suspendíu nuna fina capa convectiva na superficie.
Siriu B ye la nana blanca más cercana a la Tierra. Tien una masa prácticamente igual a la del nuesu Sol (0,98 M), lo que la asitia como una de les nanes blanques más masives de les que se tien noticia, pos de media suelen tener la metá de la masa solar, namái qu'a esto hai que suma-y que, teniendo la mesma masa que'l Sol, el so tamañu ye más bien el de la Tierra, polo qu'el so densidá ye peralta. La temperatura superficial de Siriu B envaloróse en 25 200 K, pero anque esta temperatura ye mayor que la de Siriu A, nun hai fontes internes d'enerxía, asina que la estrella dirá esfreciéndose progresivamente mientres un periodu de más de dos mil millones d'años nel que va radiar el so calor al espaciu esterior. La magnitú aparente de Siriu B ye de 8,30, asina que sería fácilmente observable al telescopiu si nun fuéramos esllumaos pola magnitú mayor de Siriu A. La so magnitú absoluta ye baxa, de tan solo 11,18.
Una nana blanca namái se forma dempués de qu'una estrella desenvolver a partir de la secuencia principal y pase por una etapa de xigante colorada. Nel casu de Siriu B, esto asocedió cuando la estrella cuntaba namái cola metá de la so edá actual, fai unos 120 millones d'años. Mientres la so dómina na secuencia principal la estrella inicial, de tipu B (o B4-5), tendría una masa averada de 5 M. Nel intre de la so fase entemedia de Siriu B como xigante colorada, Siriu A podría aumentar el so metalicidá.
La composición de Siriu B ye básicamente un amiestu de carbonu y oxíxenu procedente de la fusión del heliu na so etapa anterior. Hai una envoltura convectiva d'otros elementos más llixeros, segregaos según la so masa de resultes de l'alta temperatura superficial; d'ende que l'atmósfera esterior de Siriu B sía d'hidróxenu prácticamente puru (l'elementu más llixeru) y nun s'aprecien otros elementos nel espectru d'esta estrella.
Dende 1894, delles irregularidaes visibles na órbita del sistema Siriu fixeron pensar nuna tercera componente entá más pequeña, daqué que nunca llegó a confirmase. El meyor axuste a los datos indica que tendría una órbita alredor de Siriu A d'unos seis años y una masa de tan solo 0,06 M y sería hasta diez veces más débil que Siriu B, lo que complicaría tremendamente el so visualización. Nos año veinte del sieglu XX dellos astrónomos repararon repetidamente una pequeña estrella na redoma de Siriu A, mas perder de vista dempués. Estudios posteriores pudieron confirmar que se trataba d'un oxetu de fondu; en 1999, un equipu d'astrónomos franceses pudo esaminar la redolada de Siriu A en busca d'un astru tenue y topó, de fondu, una estrella de rellumu similar que na primer metá de los años venti tenía d'asitiase na zona visual qu'ocupaba Siriu A. Tomar más recién nun pudieron atopar nenguna estrella compañera de Siriu A dientro d'un campu de 30 arcsec. En 2008 publicáronse otres observaciones que fueron incapaces de detectar nin una tercer estrella nin tampoco un planeta.
La distancia de Siriu A a la cual tendría d'atopase un planeta p'allugar condiciones físiques favorables pa la vida tal que la conocemos ye de 4,7 ua, cerca de 700 millones de kilómetros. Sicasí, nesta distancia nun podría esistir una órbita estable por causa de les perturbaciones provocaes pola presencia de Siriu B. Cualquier planeta habitable sería destruyíu tres la espansión d'esta postrera mientres la so etapa de xigante colorada y, nel casu de que se formara de siguío d'esi procesu, taría sometíu a una incesante agua de cometes y asteroides, pos en redol a Siriu detectóse un discu de polvu similar a aquél qu'ocupaba'l Sistema Solar nes sos primeres fases.
En 1844, l'astrónomu alemán Friedrich Bessel, reconocíu por ser el primeru n'afayar la paralax trigonométrica en 1838, dedució en 1844, a partir de les oscilaciones nel movimientu propiu de Siriu, que tenía una compañera invisible, lo qu'asoró a tola comunidá astronómica. Gracies al analís de la trayectoria pudieron calculase delles carauterístiques del sistema Siriu. Casi dos décades más tarde, el 31 de xineru de 1862, l'astrónomu y fabricante de telescopios estaunidense Alvan Graham Clark, de la Alvan Clark & Sons, asitiada en Massachusetts, foi'l primeru en columbrar la débil estrella compañera de Siriu, agora denominada Siriu B y tamién, coloquialmente, «el Cachorru». Curiosamente, nun buscaba estremar la nueva estrella, sinón probar les lentes del so nuevu telescopiu refractor —el mayor del mundu de la so clase entós, de 480 mm d'apertura, destináu al Observatoriu Dearborn— y afayar imperfecciones gracies al rellumu de Siriu. A partir d'entós, Siriu dexaba de ser una estrella binaria astrométrica, i. y., binaria pero aparentemente solitaria a güeyu o con telescopiu, pa entrar na categoría d'estrelles binaries orbitales visuales.
En 1851 Christian Peters pudiera cifrar el periodu orbital de la pareya en 50,093 años, y la so masa en más de seis veces la de Xúpiter, anque nesto últimu los sos cálculos quedáronse curtios. Coles mesmes, constató una fuerte escentricidá na trayectoria orbital de Siriu B y apurrió una efeméride coles posiciones esperaes.
En 1915, Walter Sydney Adams, utilizando un telescopiu reflector de 1,5 m dende'l Observatoriu Monte Wilson, reparó'l espectru de Siriu B y determinó que yera una tenue estrella ablancazada, lo que llevó a los astrónomos a pensar que yera una nana blanca, la segunda na hestoria en ser afayada, o inclusive la primera según otres fontes. Colos años pasó a ser una de los trés nanes blanques «clásiques», xuntu a 40 Eridani y a la Estrella de Van Maanen. 
La primer midida del diámetru de Siriu A foi llevada a cabu por Robert Hanbury Brown y Richard Q. Twiss en 1959 en Jodrell Bank, cola ayuda de la so interferómetro d'intensidá estelar, pero nun foi sinón hasta 2005 que, col telescopiu espacial Hubble, pudo definise el tamañu de Siriu B: aprosimao tien el mesmu diámetru que la Tierra, unos 12 000 km, pero con una masa llixeramente menor a la del Sol.
Con una magnitú aparente de -1,46, Siriu ye la estrella más brillosa del cielu nocherniegu, casi dos veces más brillosu que la segunda estrella por rellumu, Canopus, de -0,62 según el catálogu Hipparcos. Sicasí, ye superada pola Lluna, por Xúpiter y por Venus; n'ocasiones inclusive la magnitú aparente de Mercuriu y Marte ye cimeru. Siriu puede reparase casi dende cualquier llugar habitáu de la Tierra. Namái aquellos que viven más allá del paralelu 73º N, dellos graos percima del círculu polar árticu, nun pueden vela; y dende delles poblaciones d'altes llatitúes, anque puede acolumbrase, álzase bien pocu sobre l'horizonte, por casu na ciudá rusa de San Petersburgu, onde namái algama 13º sobre'l mesmu. Forma, xuntu a Proción y Betelgeuse, el triángulu d'iviernu pa'l observadores del hemisferiu norte. Por cuenta del so declinación d'apenes −17°, Siriu constituyir en estrella circumpolar nes llatitúes que van dende 73º S hasta'l polu sur. A principios de xunetu, dende'l hemisferiu sur Siriu puede vese tantu al atapecer, pos se pon tres el Sol, como a l'amanecida, cuando apaez primero que él.
Coles condiciones fayadices, Siriu puede adicar pel sol a güeyu. Ye necesariu que, con Siriu nel cenit y el Sol baxu xuntu al horizonte, el cielu tea claru y que'l llugar d'observación tea asitiáu a gran altitú; la xunta d'estos requerimientos cumplir con mayor facilidá nel hemisferiu austral por causa de la declinación de Siriu. Mientres la nueche, una de les alliniaciones estelares más populares ye que l'allongamientu de la llinia imaxinaria creada poles trés estrelles principales del cinturón de Orión —Alnitak, Alnilam y Mintaka— va parar a Siriu escontra'l sureste, a unos 20º, y a Aldebarán escontra'l noroeste.
El movimientu orbital del sistema binariu de Siriu fai que la mínima separación angular ente dambes estrelles sía de menos de trés segundos d'arcu y que la máxima sía de dolce segundos d'arcu. Si tiense la primer de les situaciones espuestes, estremar a la pequeña Siriu B del so gran compañera ye un desafíu pal observador, yá que se precisa un telescopiu de siquier 300 mm d'apertura sofitáu por unes condiciones d'observación escelentes. Polo xeneral, la torga principal pa reparar Siriu B vien dáu pola gran diferencia de magnitú ente la estrella primaria y la secundaria. Dende l'añu 1994, cuando asocedió'l postreru periastru del sistema Siriu, la pareya foise alloñando ente sigo, lo que facilita la so visión por separáu. Coles mesmes, pa estremar dambes estrelles puede ser d'utilidá una diafragma poligonal, escurríu por Alexander Aitken, que modifique la lluz proveniente de Siriu A por que Siriu B dexe de ser imperceptible ente'l rellumu de la primera. El próximu apoastru va tener llugar nel añu 2018, cuando'l sistema va tar separáu 12 arcsec con un ángulu de posición de 66º; l'anterior asocedió en 1966, asina qu'hasta l'añu 2010 nun foi tan fácil estremar la una de la otra.
A una distancia de 2,6 pársecs (8,6 años-lluz), el sistema Siriu contién dos de los ocho estrelles más cercanes al Sistema Solar y ye el quintu sistema estelar más cercanu a nós. Ye esta proximidá, y non la lluminosidá real de Siriu, la principal razón de que la so magnitú aparente siga na llista a Lluna, Xúpiter y Venus, hermano a lo qu'asocede con otres estrelles cercanes como Alfa Centauri y en claru contraste a lo qu'asocede con estrelles superxigantes y desaxeradamente lluminoses como Canopus, Rigel o Betelgeuse, qu'a pesar d'atopase bien de más llueñe cúntense ente les más brilloses del firmamentu. Con too y con eso, nun hai qu'escaecer que Siriu ye alredor de veinticinco veces más lluminosa qu'el nuesu Sol. 
Tomando Siriu como referencia de distancies, la estrella de grandes dimensiones más cercana ye Proción, a 1,61 pársecs (5,24 años-lluz) de distancia. Espérase que la sonda espacial Voyager 2, llanzada nel añu 1977 col fin d'estudiar los xigantes gaseosos del Sistema Solar, pase a una distancia máxima de 1,3 pc (4,3 años-lluz) de Siriu dientro d'aprosimao 296 000 años.
Na actualidá, Siriu ye la estrella más brillosa del firmamentu, pero non siempres va ser asina. Alredor del añu 235000 d. C., Vega va reemplazar a Siriu nesa primer posición con una magnitú de -0,7, y enantes del añu 260000 d. C., con una magnitú de -0,46, Canopus podría recuperar el so segundu puestu en desterciu de Siriu, que cayería na llista pa pasar a ser la tercer estrella por rellumu dende la Tierra. La evolución del rellumu de Siriu en comparanza con otres estrelles bien brilloses, nel espaciu de tiempu que va dende cien milenios enantes de Cristu hasta cien milenios dempués de Cristu amosar nel siguiente diagrama y la so correspondiente tabla numbérica:
La paradoxa de que Siriu yera hasta apocayá tiempu (en términos estelares) una estrella colorada sosprendía a los astrónomos, pos a pesar de que se sabe con certidume que ye de color blancu azuláu, los documentos históricos denotaban que la estrella yera colorada.
Nel Antiguu Exiptu, pa que los sos habitantes Siriu yera de gran importancia dada la rellación ente la so orto heliaco y la crecida del Nilu, Siriu yera una estrella colorada y, de la mesma, escontra l'añu 150 d. C. Claudio Ptolomeo describió Siriu con color acoloratáu, al pie de otros cinco estrelles que, n'efectu, son d'esi color o anaranxáu: Betelgeuse, Antares, Aldebarán, Arturu y Pólux. El primeru en discrepar de manera oficial foi l'astrónomu aficionáu Thomas Barker, terrateniente de Lyndon Hall en Rutland, Reinu Xuníu, quien faló de la tema mientres una xunta de la Royal Society en Londres en 1760. La esistencia d'estrelles que variaben el so rellumu dio pie a la idea de que tamién podría haber otres que lo que camudaren fuera'l so color; Sir John Herschel fixo esti apunte en 1839, posiblemente influyíu pol so estudiu sobre Eta Carinae dos años tras. Thomas Jefferson Jackson See reabrió l'alderique avera d'el color coloráu de Siriu per aciu la publicación de diversos documentos nel añu 1892 y un sumariu en 1926, nos que non yá recurría a Ptolomeo, sinón que tamién citaba al poeta Arato, a Marco Tuliu Cicerón y a Xuliu César Xermánicu como persones que calificaren a la estrella de colorada, almitiendo per otru llau que nengún de los trés yeren astrónomos. El filósofu romanu Lucio Anneo Séneca tamién describiera nel so momentu a Siriu con un color coloráu más escuru qu'el de Marte, declarando amás «Siriu ye colorada». Hai que señalar que, anque foi la idea más xeneralizada, non toos el observadores antiguos vieron Siriu colorada. Ello ye que na Hestoria de China antigua China Siriu yera la referencia que tomar como estrella blanca, y múltiples rexistros dende'l sieglu II e.C. hasta'l sieglu VII d. C. describen Siriu con tonos blancos. Tornando a Europa, yá nel sieglu I el poeta Manilio definir de «azul de mar», imaxe repitida nel sieglu IV por Avieno.
En 1985, los astrónomos alemanes Wolfhard Schlosser y Werner Bergmann publicaron un informe d'un manuscritu lombardu del sieglu VIII que contién "De cursu stellarum ratio", escritu por san Gregorio de Tours. El testu, en llatín, enseñaba a'l llectores cómo determinar la hora del rezu nocherniegu gracies a les posiciones de los astros nel cielu, axetivando Siriu cola palabra "rubeola", «acoloratada». Basar nesti fechu pa xustificar que Siriu B foi una xigante colorada entós daquella. Sicasí, otros retrucáron-yos que probablemente san Gregorio de Tours tuviera refiriéndose a Arturu en cuenta de a Siriu.
La posibilidá de qu'estes postures atopaes fueren causaes pola evolución estelar o bien de Siriu A o bien de Siriu B foi refugada polos astrónomos, pos el tiempu trescurríu foi demasiáu escasu pa una estrella y porque amás nun hai signos de la nebulosidad que cabría esperar nel sistema si un cambéu de tal valumbu tuviera llugar. Inclusive se plantegó la interaición con una presunta tercer estrella, non conocida pel momento, como causa d'el color coloráu. Delles otres esplicaciones alternatives argumentaron qu'o se calificaba la estrella de colorada como metáfora de la mala fortuna o que la titilación de Siriu daba la impresión de matices coloraos. 
La esplicación final que resolvió'l misteriu yera abondo más simple: igual qu'asocede col Sol cuando s'atopa baxu nel horizonte, a l'amanecida o al atapecer, Siriu amosábase colloráu nesa mesma posición, de resultes de la dispersión de la lluz al traviés de la atmósfera. D'ende que Siriu fuera colorada pa los exipcios, por casu, yá que nel so orto heliaco asítiase baxa nel cielu.
A la de reparar el cielu nocherniegu, Siriu ye una bona referencia p'asitiase nel cielu. Na redoma de Siriu atopa un oxetu perteneciente al catálogu Messier, M41, un cúmulu abiertu nel que pueden apreciase decenes d'estrelles, predominantemente marielles, de magnitúes de la 8 a la 10, aprosimao, lo que da al conxuntu una magnitú de 5,0. A 13º escontra l'este de Siriu, esto ye, abondo más estremaos, atópense tamién M46 y M47, yá na constelación de Puppis; y escontra el norte, na constelación de Monoceros, ta'l cúmulu abiertu M50. Al oeste de Siriu, y llixeramente escontra'l sur, alcuéntrase Beta Canis Maioris, qu'a pesar del so nome nun ye la segunda estrella más brillosa de la constelación, sinón la cuarta; ye una xigante azul llevemente variable que la so magnitú absoluta supera en demasía a Siriu, pero alcuéntrase muncho más alloñada del Sistema Solar. La segunda estrella más lluminosa n'apariencia de Canis Maior ye en realidá Adhara, Épsilon Canis Maioris, otra xigante azul que yá s'alcuentra muncho más al sur na constelación. Cerca de Siriu tamién pueden reparase estrelles dobles o triples como μ CMa, S 516, S 518 o ν CMa, esta postrera de color anaranxáu bien cercana a otros dos col mesmu nome y tonalidá similar, ν CMa y ν CMa; d'estos trés la más próxima a Siriu nel cielu ye ν CMa. Cabo mentar tamién la presencia de cúmulos como'l NGC 2345, el NGC 2204 o'l NGC 2360.
En 1718, Edmund Halley afayó'l movimientu propiu de les hasta entós supuestes estrelles fixes, en comparando les midíes astrométricas de la so dómina coles daes por Ptolomeo na so "Almagesto". Decatar de que les estrelles Aldebarán, Arturu y Siriu moviérense significativamente, nel casu de Siriu hasta 30 arcmin en sentíu sur —lo que supón una distancia similar al diámetru llunar aparente— nunos 1800 años.
Sieglu y mediu más tarde, en 1868, Siriu convertir na primer estrella a la que se-y midió la so velocidá. Sir William Huggins analizó l'espectru de la estrella y notó un acercamientu en candia, polo que concluyó que Siriu s'alloñar del Sistema Solar a una velocidá d'unos 40 km/s. Sicasí, esta midida de Huggins yera esaxerada tocantes a magnitú y yera errónea nel so signu, daes les midíes actuales, que señalen que Siriu se mueve a −7,6 km/s, lo que quier dicir que viaxa más adulces y que nun s'alloña de nós, sinón que s'avera al Sistema Solar. La parte positiva del estudiu de Huggins foi qu'introdució l'estudiu de les velocidaes radiales estelares. Dientro d'unos 64 000 años Siriu va algamar la distancia mínima al Sistema Solar, unos 7,86 años-lluz, momentu en que la so magnitú aparente tamién va ser mayor que na actualidá y va crecer hasta −1,68. Dempués d'esi momentu, Siriu va empezar a alloñar del Sol.
Siriu tien un movimientu propiu relativamente grande de 1,3 arcsec per añu, de los cualos más o menos 1,2 arcsec son en sentíu sur y 0,55 arcsec en sentíu occidental.
Ejnar Hertzsprung, nel añu 1909, reparó en que Siriu podría formar parte de la corriente del sietestrellu, basándose nel movimientu propiu de Siriu. Esti grupu estelar del sietestrellu ye un conxuntu de 220 estrelles que comparten el so movimientu al traviés de la galaxa y que nun principiu surdieron nun cúmulu abiertu que dende entós foi perdiendo la so fuerza gravitacional. Sicasí, estudios fechos en 2003 y 2005 cuestionen dicha pertenencia de Siriu a la corriente, porque'l Grupu del sietestrellu tien una edá envalorada de 500±100 millones d'años, ente que Siriu, con una metalicidá paecida a la del Sol, namái tien la metá de tiempu, esto ye, que ye demasiáu nuevu pa pertenecer al grupu. En llugar d'eso, Siriu podría pertenecer a un propuestu supercúmulu estelar de Siriu, nel que taríen incluyíes otres estrelles esvalixaes, ente les que tán Beta Aurigae, Alfa Coronae Borealis, Beta Crateris, Beta Eridani y Beta Serpentis. Esti cúmulu sería unu de los trés alcontraos a menos de 150 pc (500 años-lluz) del Sol, xuntu al cúmulu de les Híades y al cúmulu de les Pléyades, cada unu de los cualos cunta con cientos d'estrelles. Una interpretación alternativa ye que la corriente de les Híades y la de Siriu nun se componen, respectivamente, d'estrelles col mesmu orixe, sinón d'estrelles ensin afinidá ente elles a les que les irregularidaes nel campu gravitacional de la Vía Lláctea han estampáu un patrón común de movimientu. Por tanto, nun se debería falar de supercúmulu, sinón más bien d'una corriente dinámica».
Les referencies a Siriu n'hestories de ciencia ficción, según na cultura popular, ye abondo recurrente, inclusive sirvió como tema poética. 
Nel terrén audiovisual, la empresa de cadenes de radiu per satélite estaunidense "Satellite CD Radio" camudó'l so nome a Sirius Satellite Radio en payares de 1999, pola razón de llamase como «la estrella más brillosa del cielu nocherniegu». Enantes, na serie de televisión "V", los alieníxenes que lleguen a la Tierra partieren d'un supuestu cuartu planeta alredor de Siriu.
En música, al compositor alemán Karlheinz Stockhausen atribúyese-y afirmar en distintes ocasiones que llegó d'un planeta asitiáu nel sistema Siriu. Per otru llau, cabe solliñar la curtia tema instrumental «Sirius» del álbum "Eye in the Sky" del grupu de proyección internacional The Alan Parsons Project. Dicha cantar, que nel álbum da entrada al senciellu «Eye in the Sky», foi popularizada en parte pol so usu n'acontecimientos deportivos, especialmente na NBA y más exautamente polos Chicago Bulls de la dómina de Michael Jordan. Otros álbumes que pueden citase son "Lemuria Sirius B" de la banda sueca Therion, o'l álbum conceptual "From Mars to Sirius" d'el franceses Gojira.
L'astrónomu Noah Brosch realizó conxetures avera del nome del personaxe Sirius Black de la serie de noveles "Harry Potter" de J. K. Rowling, yá que según él l'autora podría inspirase en Siriu B ("Sirius" B en inglés), y aprofia el so enllaz colos perros, pos ye un personaxe que puede tresformase en perru. Enantes, en 1752, Voltaire escribió un cuentu filosóficu sobre un ser veníu de Siriu, "Micromégas", que podría ser un precursor del xéneru de ciencia-ficción.
Tocantes a instituciones y los sos símbolos, quiciabes el fechu de mayor significación ye que na bandera de Brasil alcuéntrase presente Siriu, yá que ye una de les ventisiete estrelles dibuxaes nella, onde representa al estáu brasileñu de Mato Grosso, al oeste del país y unu de los más grandes. Particularmente, na bandera ye una de les estrelles dispuestes nel llau esquierdu del círculu central. Siriu apaez nel escudu d'armes de la Universidá de Macquarie, allugada en Sydney, y ye amás el nome de la so publicación estudiantil.
En teosofía, créese que les "Siete estrelles de les Pléyades" tresmiten la enerxía espiritual de los siete rayos del "logos galácticu" a les "siete estrelles del sietestrellu", pa depués pasar a Siriu. Dende ellí únviase al traviés del Sol al dios de la Tierra, Sanat Kumara, y finalmente per aciu los siete Maestros de los siete rayos a la raza humana.
Nel ámbitu naval militar, Siriu ta bastante presente. Siete barcos de la Marina Real Británica fueron bautizaos HMS "Sirius" dende'l sieglu XVIII. El primeru d'ellos, fletáu orixinalmente en 1786, yera'l buque insinia de la Primer Flota que saleó escontra Australia en 1788. La Marina Real Australiana nomó dempués a un navío so HMAS "Sirius" (O 226) n'honor del antiguu buque insinia británicu. Ente los barcos estaunidenses esiste un USNS "Sirius" (T-AFS-8). En saléu civil, el tresatlánticu italianu "Siriu", dedicáu al tresporte d'emigrantes europeos escontra Suramérica, naufragó frente a les mariñes del cabu de Palos en Cartaxena (España) en 1906, grave incidente nel que morrieron más de doscientes persones. En aeronáutica, en Estaos Xuníos construyóse un avión rellacionáu con Siriu, el Lockheed Model 8 Sirius, el primeru de los cualos foi pilotáu por Charles Lindbergh, afamáu Pilotu d'aviación aviador que foi'l primeru en cruciar el océanu Atlánticu ensin escales en solitariu. Siguiendo nel mundu de los tresportes, la compañía Mitsubishi Motors diseñó'l motor Mitsubishi Sirius en 1980.
Sistema estelar
Un sistema estelar (binariu o múltiple) ye l'agrupación de dos o más estrelles que orbitan en redol a un centru de gravedá común, amestaes polo tanto pola fuerza de gravedá. Un gran númberu d'estrelles venceyaes pola gravitación denominar un cúmulu estelar o una galaxa, magar, nun sentíu estensu dambos son sistemes estelares.
Un sistema estelar de dos estrelles ye conocíu como "estrella binaria", o "estrella doble". Si nun hai fuerces de marea, nin perturbaciones producíes por otres fuerces, nin tresferencies de masa d'una estrella a la otra, tratar d'un sistema estable, y les dos estrelles tracen una órbita elíptica en redol al centro de mases del sistema de forma indefinida.
Exemplos de sistemes binarios pueden ser: Siriu, Procyon y Cygnus X-1, esti postreru posiblemente un furacu prietu.
Un sistema estelar con trés o más estrelles denominar "estrella múltiple". Sistemes con trés o más estrelles pueden ser inestables, y unu de los acontecimientos finales pue ser la espulsión d'una o más estrelles del sistema. Les estrelles múltiples pueden nomase como "triples" si tán compuestes por trés estrelles, "cuádruplos" si tienen cuatro y asina sucesivamente.
Una de les formes nes que los sistemes múltiples estelares pueden sobrevivir mientres un llargu plazu ye cuando estrelles binaries formen de la mesma sistemes binarios que los sos miembros alcuéntrase a muncha proximidá. Nesti casu, les dos estrelles cercanes pórtense como una única estrella nos estremos gravitacionales, y el sistema ye estable. Cástor ye un exemplu d'estrella d'esti tipu: dos binaries moviéndose estrechamente n'órbita alredor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alredor de les primeres cuatro, llevando'l total a seis.
Skat (estrella)
Skat (δ Aquarii / δ Aqr / 76 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu, tamién conocida como Scheat, nome más utilizáu pa designar a β Pegasi. De magnitú aparente +3,27, ye la tercer estrella más brillosa de la constelación, detrás de Sadalsuud (β Aquarii) y Sadalmelik (α Aquarii).
Xeneralmente, piénsase que'l nome Skat provién de la palabra árabe "as-saq", que'l so significáu ye «pierna» o «espinía».
Sicasí, sostúvose qu'el so verdaderu orixe deriva del árabe "ši'at" «deséu».
Per otra parte, nel Éufrates esta estrella paez tar acomuñada a Hasisadra o Xasisadra, el décimu rei antediluvianu y héroe del diluviu.
Skat ta ctalogada como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V que la so temperatura efectivo ye de 8595 K.
Munches de les estrelles visibles nel cielu nocherniegu son d'esti tipu, siendo Siriu el so máximu esponente, anque Skat ye más lluminosa qu'ésti.
Bien similar a Chertan (θ Leonis) tocantes a lluminosidá y tipu espectral, alcuéntrase a 160 años lluz del Sistema Solar.
Tien un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 81 km/s.
La so masa ye de 2,5 - 2,7 mases solares y, con una edá ente 500 y 600 millones d'años, ta terminando —si nun lu hai fechu yá— la fusión nuclear del so hidróxenu internu, polo que físicamente puede ser considerada una subxigante.
Anque nun esiste certidumbre al respeutu, Skat puede constituyir un sistema binariu con un periodu orbital de 483 ± 20 díes.
SN 1181
Reparáu per primer vegada ente'l 4 d'agostu y 6 d'agostu 1181, los astrónomos chinos y xaponeses rexistren la supernova conocida como SN 1181 n'ocho textos separaos. Unu de los ocho supernovas na Vía Lláctea observables a güeyu na hestoria, qu'apaeció na constelación de Casiopea, y foi visible nel cielu de la nueche per cerca de 185 díes.
El radiu y la X-J0205 pulsiares de rayos 6449 (tamién conocida como 3C 58), que xira alredor de 15 vegaes per segundu, ye posiblemente'l restu d'esti eventu. Si acomúñense la supernova y púlsar, la estrella sigue xirando alredor de lo más rápido como lo fixo cuando se formó. Esto ye en contraste col púlsar del Cámbaru, conocíu por ser el remanente de supernova de la SN 1054 nel añu 1054, que perdió dos tercios de la so enerxía de rotación en xeneráu esencialmente'l mesmu tiempu. Recién estudios de la radio 3C 58, sicasí, indiquen qu'esti remanente de supernova pueden ser enforma mayores y polo tanto nun ta acomuñada con SN 1181.
SS Andromedae
SS Andromedae (SS And / HD 218942 / HIP 114507) ye una estrella variable asitiada na constelación d'Andrómeda.
Alcuéntrase aprosimao a 1100 años lluz de distancia del Sistema Solar.
SS Andromedae ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M6II.
Inclusive dientro de les xigantes coloraes, ye una estrella bien fría —comparable a Ras Algethi (α Herculis), 30 Herculis o EU Delphini—, siendo la so temperatura superficial de namái 2920 K.
La so lluminosidá bolométrica —non yá nel espectru visible sinón tamién considerando la importante cantidá d'enerxía radiada como lluz infrabermeyo— ye 622 vegaes mayor que la del Sol.
Sicasí, nun ye una estrella masiva; envalórase que la so masa actual ye aprosimao un 11% inferior a la masa solar.
La variabilidá d'esta xigante colorada foi reseñada per vegada primera en 1935 por Ernst Zinner.
Catalogada como variable semirregular pulsante de tipu SRC —al igual que la conocida μ Cephei—, el so rellumu varia ente magnitú aparente +9,0 y +10,1 a lo llargo d'un periodu de 152,5 díes.
SS Centauri
SS Centauri (SS Cen / HD 114720 / CPD-63 2632) ye una estrella binaria de magnitú aparente +9,4.
Encuadrada na constelación de Centauru, visualmente alcuéntrase al norte de θ Muscae y al oeste de m Centauri.
La distancia a la que s'atopa nun ye bien conocida —la so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos—, envalorándose en 500 pársecs (1630 años lluz).
SS Centauri ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante, asemeyada a Algol (β Persei) o a λ Tauri.
El so periodu orbital ye de 2,4787 díes y el planu orbital ta inclináu 85º respectu al planu del cielu.
La componente principal de SS Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B8V.
44 vegaes más lluminosa que'l Sol, contribúi col 83% a la lluminosidá total del sistema.
Tien una masa de 4 mases solares y un radiu 2,3 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so lluminosidá ye 4,8 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con aprosimao la mesma masa que'l Sol, el so radiu ye 3,58 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Mientres el eclís principal —cuanda la estrella más fría intercepta la lluz de la estrella blanca-azulada— el rellumu del sistema mengua 1,60 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu del rellumu ye de namái 0,10 magnitúes.
SS Cygni
SS Cygni (SS Cyg / HD 206697 / GCRV 13641) ye una estrella variable na constelación de Cygnus que s'atopa a una incierta de distancia de 330 años lluz del Sistema Solar.
Al igual que O Geminorum ye una variable de les llamaes novas nanes. Descubierta por Louisa D. Wells en 1896, ye una de les estrelles variables más famoses del cielu y probablemente la más reparada.
SS Cygni amuesa un estáu de quiescencia el 75% del tiempu. Ensin previu avisu'l so rellumu empieza a aumentar p'algamar la máxima magnitú n'aprosimao un día. La so magnitú aparente bazcuya ente un mínimu de +12,2 y un máximu de +8,3. El so curva de lluz alterna españíos curtios (d'unos 8 díes) y llongures (d'unos 18 díes). Estos episodios repiten cada 4 - 10 selmanes. Al pie de ellos, esporádicamente reparar españíos anómalos de forma ancha y simétrica.
SS Cygni, como'l restu de les novas nanes, ye una estrella binaria compuesta por una estrella primaria, una nana blanca trupa y caliente, y una estrella secundaria, nesti casu una nana colorada-naranxa de tipu espectral K4.La masa envalorada de la nana blanca ye 0,60 mases solares y la de la estrella secundaria 0,40 mases solares.
Los dos estrelles tán bien próximes ente sigo con un periodu orbital de namái 6,6 hores. La estrella naranxa de la secuencia principal ta tan próxima a la nana blanca que pierde materia de la so superficie, formándose un discu de acrecimientu en redol a esta postrera. Los españíos reparaos rellacionar con procesos que tienen llugar nesti discu ricu en hidróxenu.
SS Leporis
SS Leporis (SS Lep) ye una estrella variable na constelación de Lepus, tamién conocida pola so denominación de Flamsteed 17 Leporis. La paralax midida pol satélite Hipparcos (3,05 milisegundos d'arcu), asitiar a 1070 años lluz del Sistema Solar.
SS Leporis ye una estrella binaria cercana formada por una estrella blanca de tipu espectral A1 y una xigante colorada. Constitúi una binaria semidesprendida; la xigante colorada llena la so lóbulu de Roche, esistiendo tresferencia de masa dende esta escontra la so compañera, la estrella blanca. Esta postrera probablemente yera originariamente una estrella blanca de la secuencia principal; sicasí, por cuenta de la masa adquirida, aumentó'l so tamañu y lluminosidá, tando güei ensin batura a duldes percima de la secuencia principal nel diagrama de Hertzsprung-Russell. Ello ye que el so radiu —aprosimao 18 vegaes mayor qu'el del Sol— ye unes diez veces más grande que'l correspondiente a una estrella A1V de la secuencia principal —compárese col de Merak (β Ursae Majoris) o α Lacertae, por casu. La so temperatura efectivo ye de 9000 ± 250 K.
La xigante colorada, de tipu espectral M4-M6, tien una temperatura de 3250 K. Con un radiu 110 ± 30 vegaes más grande qu'el radiu solar, pierde materia que s'atropa nun discu circumbinario —un discu qu'arrodia dambes estrelles—, que la so temperatura ye d'aprosimao 1250 K. La masa actual d'esta estrella ye una cuarta parte de la de la so compañera. El periodu orbital del sistema ye de 260,34 díes.
SS Sextantis
SS Sextantis (25 Sextantis / HD 90044 / HR 4082) ye una estrella na constelación de Sextans de magnitú aparente +5,93. Alcuéntrase a 353 años lluz de distancia de la Tierra.
SS Sextantis ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9pSiCr:Sr. Ye una variable Alfa2 Canum Venaticorum, la "p" indicando un espectru peculiar. Estes variables caracterizar por tener campos magnéticos intensos y espectros con llinies especialmente fuertes de ciertos elementos químicos, que la so intensidá varia cola rotación de la estrella. En SS Sextantis destaquen les llinies debíes a siliciu y cromu, que varien col so periodu de rotación de 4,37 díes. El prototipu d'estes variables ye la estrella Cor Caroli (α Canum Venaticorum).
La temperatura efectivo de SS Sextantis ye de 10.050 K. Tien una lluminosidá 51 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu 2,8 vegaes más grande qu'el radiu solar. 2,5 vegaes más masiva que'l Sol, la so edá envalórase en 310 millones d'años. 
SS Virginis
SS Virginis (SS Vir / HD 108105 / HIP 120212) ye una estrella variable na constelación de Virgu. Alcuéntrase a aprosimao 1820 años lluz de distancia del Sistema Solar.
SS Virginis ye una estrella de carbonu de tipu espectral CII catalogada como variable semirregular SRA.
Esta clase de variables son xigantes de tipos espectrales tardíos (M, C, S o Me, Ce, Se) qu'amuesen periodicidá persistente y de normal pequeñes amplitúes, menores de 2,5 magnitúes en banda V. Los sos periodos tán nel rangu de 35 a 1200 díes —el rellumu de SS Virginis bazcuya ente magnitú aparente +6,0 y +9,6 a lo llargo d'un ciclu de 364,14 díes.
Munches d'estes estrelles difieren de les variables Mira namái en que les sos amplitúes son menores.
Coles mesmes SS Virginis ye —al igual que RU Virginis, tamién en Virgu— una estrella de carbonu, que la so atmósfera estelar contién más carbonu que oxíxenu, siendo la so rellación C/O de 1,08.
La so lluminosidá ye aprosimao 8200 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Investigaciones d'altu resolvimientu na banda K del infrarroxu cercanu pol métodu d'ocultación dexaron determinar un valor bien precisu del diámetru angular de SS Virginis, esto ye, 8,37 ± 0,07 milisegundos d'arcu. D'alcuerdu a la so distancia envalorada, tien un radiu aprosimao 500 vegaes más grande qu'el radiu solar. Si tuviera asitiada nel llugar del Sol, estender hasta'l cinturón d'asteroides, quedando englobados los cuatro primeros planetes —incluyida la Tierra— nel so interior.
Per otra parte, SS Virginis ye una estrella desaxeradamente fría, con una temperatura efectivo de namái 2445 ± 40 K.
SSSPM J1549-3544
SSSPM J1549-3544 (2MASS J15484023-3544254) ye una estrella na constelación de Lupus, el llobu, con un gran movimientu propiu.
El gran movimientu propiu de SSSPM J1549-3544 afayóse en 2003 nun estudiu de les imaxes tomaes por SuperCOSMOS Sky Surveys y polos estudios 2MASS y DENIS nel infrarroxu cercanu.
Primeramente pensóse que SSSPM J1549-3544 yera una nana blanca fria, con una temperatura efectivo inferior a 4500 K, asitiada a 4 parsecs de distancia, siendo la nana blanca d'estes carauterístiques más próxima al Sistema Solar.
Sicasí, posteriores estudios espectroscópicos paecen indicar que SSSPM J1549-3544 ye en realidá una estrella subenana de tipu espectral sdK5 bien probe en metales. El so movimientu al traviés del espaciu ye característicu d'una estrella del halo travesando a gran velocidá les cercaníes del Sistema Solar. Asumiendo que, por ser una subenana, la so magnitú absoluta pue tar dos magnitú per debaxo del d'una nana naranxa de tipu K5 de la secuencia principal, la so distancia respeutu al Sistema Solar pue ser de 372 años lluz. Dada la incertidume na so distancia, podría tar ente les estrelles más rápides atopaes hasta agora.
ST Cephei
ST Cephei (ST Cep) ye una estrella variable na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +7,84.
ST Cephei ye una estrella bien alloñada del Sistema Solar, que la so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos.
La so pertenencia a la Asociación estelar Cepheus OB2-B dexa envalorar la so distancia en 830 pársecs o 2715 años lluz.
ST Cephei ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I —enantes catalogada como M2I— con una temperatura efectivo de 3600 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru, calculáu a partir de modelos teóricos, unes 290 vegaes más grande qu'el diámetru solar; otru estudiu, sicasí, amenorga esta cifra a 175 radios solares.
Considerando un radiu entemediu ente dambos valores, si topar nel llugar del Sol, la so superficie estiéndese hasta la órbita terrestre.
Magar ello, el so tamañu queda llueñe de los dos conocíes hiperxigantes nesta constelación, μ Cephei y VV Cephei.
La lluminosidá bolométrica de ST Cephei ye 8400 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa 9 vegaes mayor mases solares, na llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
Como otres superxigantes análogues, pierde masa; el so perda de masa estelar —en forma de polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— se cuantifica en 2,5 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de ST Cephei varia cerca de dos magnitú, ensin que se reconociera periodu dalgunu.
Struve 2398
Struve 2398 ye una estrella binaria que s'atopa a 11,52 años lluz del Sistema Solar. De magnitú aparente +8,94, nun ye visible a simple vista. Ta asitiada en partir nordés de la constelación de Draco, al nordés de Grumium (ξ Draconis) y al suroeste de Altais (δ Draconis). El so nome fai honor al astrónomu Friedrich Georg Wilhelm von Struve, qu'en 1832 midió per primer vegada la separación ente los sos dos componentes.
Les componentes del sistema son dos nanes coloraes abondo similares. Struve 2398 A (Gliese 725A / HD 173739 / LHS 58) tien tipu espectral M3.0V y una lluminosidá equivalente al 0,27% de la lluminosidá solar.
La so masa ye'l 34% de la que tien el Sol y el so radiu equival al 39% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada igual o inferior a 5 km/s.
Struve 2398 B (Gliese 725B / HD 173740 / LHS 59) ye una estrella de tipu M3.5V que la so temperatura efectivo ye de 3395 K.
Ye una estrella acandilante —esperimenta aumentos sópitos ya impredicibles de rellumu en tol espectru electromagnéticu— y abarrúntase que Struve 2398 A tamién puede selo.
El sistema presenta una metalicidá significativamente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,34).
Los parámetros orbitales del sistema nun son bien conocíos. Los estudios más recién señalen una separación media ente los dos componentes de 55,9 UA, con un periodu orbital de 453 años. La gran escentricidá de la órbita (ε = 0,53) fai que la distancia ente les dos estrelles varie ente 26 y 85 UA.
El postreru periastru —mínima separación ente componentes— tuvo llugar en 1783.
Observaciones llevaes a cabu col Telescopiu Espacial Hubble refuguen la esistencia nesti sistema d'oxetos del tamañu de Xúpiter o d'una nana marrón.
Les estrelles más cercanes a Struve 2398 son Gliese 687 a 4,2 años lluz, V1581 Cygni a 5,8 años lluz, y 61 Cygni a 6,1 años lluz.
Sualocin
Sualocin (α Delphini / α Del / 9 Delphini / HD 196867) ye la segunda estrella más brillosa na constelación de Delphinus, dempués de Rotanev (β Delphini), con magnitú aparente +3,77. El nome de Sualocin tien un interesáu orixe. Apaeció per primer vegada nel catálogu d'estrelles de Palermo de 1814, constituyendo un misteriu pa toos. Darréu, l'astrónomu Thomas Webb afayó que'l términu deber al ayudante del astrónomu Giuseppe Piazzi, Niccolo Cacciatore, quien invirtió la versión latinizada del so nome "Nicolaus", convirtiéndolo en "Sualocin".
Sualocin ye un sistema binariu a 243 años lluz del Sistema Solar. La componente principal tien tipu espectral B9, siendo una estrella de la secuencia principal o una subxigante qu'acaba d'empezar a evolucionar. Con una temperatura superficial de 11.000 K, la so lluminosidá ye 175 vegaes mayor que la del Sol. Como la mayor parte de les estrelles de tipu B, amuesa una alta velocidá de rotación —160 km/s—, 70 vegaes mayor que la solar.
A menos de 1 segundu d'arcu alcuéntrase la componente secundaria del sistema, una estrella blanca de la secuencia principal, que'l so rellumu ye una décima parte del de la so compañera. Orbita alredor de la estrella principal cada 17 años, con una separación media de 12 UA.
El sistema tien una masa total de 5,8 mases solares, la mayor parte de la masa contenida na componente principal —percima de tres mases solares—.
Subra
Subra (ο Leonis / ο Lleo / 14 Leonis) ye la novena estrella más brillosa na constelación de Lleo con magnitú aparente de +3,52. Alcuéntrase a 135 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Subra ye una estrella binaria colos sos dos componentes tan próximes que nun pueden ser resueltes con telescopiu, siendo una binaria espectroscópica. La componente principal, Subra A, ye una estrella xigante o subxigante mariella, de tipu espectral F6 a F9. La so masa ye pocu más del doble de la masa solar, tien un radiu 5,5 vegaes más grande qu'el radiu solar y relluma con una lluminosidá equivalente a 37 soles. Subra B ye una estrella blanca de la secuencia principal 15,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol con una temperatura superficial de 7.600 K.
Separaes ente sigo namái 0,17 UA, orbitan alredor del centru de mases común cada 14,5 díes nuna órbita prácticamente circular. Dambes estrelles tán clasificaes como estrelles con llinies metáliques, presentando una bayura d'elementos pesaos mayor de l'habitual, según una menor bayura de calciu y escandiu. Ello ye que Subra A ye la estrella más fría que presenta estes anomalíes químiques, carauterístiques de delles estrelles blanques de tipu espectral A.
Suhail
Suhail o Alsuhail (λ Velorum / λ Vel / HD 78647 / HR 3634) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación Vela, la vela del navío Argo, dempués de γ Velorum y δ Velorum. Ye una variable irregular que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +2,14 y +2,30. Alcuéntrase a 570 años lluz del Sistema Solar.
Suhail ye una superxigante o xigante lluminosa de tipu espectral K4.5Ib-II de color anaranxáu, con una lluminosidá de 11.000 soles y una temperatura envalorada de 4000 K. Con un diámetru 207 vegaes más grande qu'el del Sol, si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar llegaría prácticamente hasta la órbita terrestre.
La so masa envalorada ta ente 9 y 12 mases solares y, como correspuende a estrelles tan masives, va tener una vida curtia: con una edá averada ente 15 y 30 millones d'años, atopar nuna etapa avanzada de la so evolución tresformando heliu en carbonu nel so nucleu internu. Ta xusto percima de la llende de masa nel que les estrelles terminen la so vida esplotando. En dichu supuestu va españar como una espectacular supernova pero si nun fuera asina va concluyir los sos díes como una nana blanca masiva de oxíxenu-neón. 
SV Centauri
SV Centauri (SV Cen / HD 102552 / CD-59 3950) ye una estrella variable na constelación de Centaurus. La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida —el satélite Hipparcos nun midió'l so paralax—, envalorándose en ~ 12.700 años lluz.
SV Centauri constitúi una binaria cercana —los dos componentes tópense bien próximes ente sigo— y mientres unes fontes considerar una binaria semidesprendida, otres considerar una binaria de contactu. El tipu espectral conxuntu ye B2, siendo les componentes del sistema una estrella caliente de la secuencia principal de tipu B1 y una xigante —o xigante lluminosa— azul de tipu B6.5II-III. La rellación ente les mases de dambes componentes, "q", ye igual a 0,84, siendo les respectives temperatures efectives de 28.000 y 17.000 K; otres fontes indiquen temperatures notablemente inferiores, 11.330 y 7.800 K, en concordanza col tipu espectral consideráu, B8.
El periodu orbital del sistema ye de 1,65898 díes (39,82 hores), tando clasificada SV Centauri como una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris. El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +8,71 y +9,98, esistiendo un eclís principal y un eclís secundariu, correspondiendo una cayida nel rellumu de 1,27 magnitúes pal primeru y 0,74 magnitúes pal segundu.
SV Vulpeculae
SV Vulpeculae (SV Vul / HD 187921 / HIP 97717) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula, visualmente asitiada 2º al oeste de 15 Vulpeculae.
Al igual que O Vulpeculae y T Vulpeculae, nesta mesma constelación, ye una variable cefeida.
El rellumu de SV Vulpeculae bazcuya ente magnitú aparente +6,62 y +7,79 a lo llargo d'un periodu de 45,0121 díes.
Ye unu de los periodos más llargos ente les cefeides, comparable al de RS Puppis o S Vulpeculae.
Tien tipu espectral mediu G2.5Iab y una temperatura efectivo de 4520 K.
SV Vulpeculae ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu ente 211 y 235 vegaes más grande qu'el del Sol.
Ello supón que si tuviera nel centru del Sistema Solar, la Tierra quedaría englobada dientro de la mesma estrella.
El so conteníu metálico ye prácticamente igual a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Tocantes a la so masa nun esiste consensu; mientres un estudiu considerar una estrella de 14,2 mases solares —la más masiva ente más de 40 cefeides estudiaes—, otru estudiu amenorga esta cifra hasta 6,9 mases solares.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 7980 ± 190 años lluz.
SW Canis Majoris
SW Canis Majoris (SW CMa / HD 54520 / HIP 34431) ye una estrella variable na constelación del Can Mayor.
De magnitú aparente media +9,15, alcuéntrase aprosimao a 1400 años lluz del Sistema Solar. 
SW Canis Majoris ye una estrella binaria que les sos componentes son estrelles blanques de tipu espectral inciertu ente A3 y A8. La componente principal, 35 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 2,22 mases solares y un radiu 3 vegaes más grande qu'el del Sol.
La edá del sistema envalórase en 630 millones d'años.
Dambes estrelles constitúin una binaria eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Cada 10,09199 díes el rellumu de la estrella mengua 0,5 magnitúes cuando tien llugar el eclís principal, ente que l'eclís secundariu provoca un descensu de rellumu de 0,4 magnitúes.
La separación media ente dambes componentes ye de 0,15 UA, siendo la órbita significativamente escéntrica (ε = 0,3179).
SWEEPS J175902.00−291323.7
SWEEPS J175902.00−291323.7 ye una estrella distante que s'atopa a 6500 años lluz de la Tierra en dirección a la constelación de Saxitariu. Ye una nana colorada que'l so diámetru ye'l 41% del diámetru solar y que la so masa ye'l 44% de la del Sol.
SWEEPS respuende a les sigles ingleses de Sagittarius Window Eclipsing Estrasolar Planet Search, un proyectu pa la detección de planetes estrasolares per aciu la observación de tránsitos utilizando'l Telescopiu Espacial Hubble. En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un posible planeta estrasolar, denomináu SWEEPS-10, orbitando en redol a esta estrella. 
A fecha de xunu de 2007, SWEEPS-10 ye'l candidatu a planeta que'l so periodu orbital ye'l más curtiu ente tolos atopaos. Completa una órbita alredor de la estrella n'apenes 10 hores. Asitiáu a namái 1,2 millones de kilómetros de la estrella (unos trés vegaes la distancia ente la Tierra y la Lluna), el planeta ta ente los más calientes detectaos; la so temperatura envalorada ye aprosimao 1650 C.
D'alcuerdu a los sos descubridores, SWEEPS-10 tien de tener siquier 1,6 vegaes la masa de Xúpiter, pos en casu contrariu, la atracción gravitatoria romper. Esti tipu d'exoplanetes, denominaos planetes de periodu orbital ultra-curtiu (n'inglés "USPP") paecen atopase solamente alredor d'estrelles nanes más fríes y pequeñes qu'el Sol. La temperatura relativamente baxa de SWEEPS J175902.00−291323.7 dexa que'l planeta esista tan próximu a la estrella.
SX Arietis
SX Arietis (SX Ari / 56 Arietis) ye una estrella de la constelación d'Aries de magnitú aparente +5,77. Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 502 años lluz de distancia del Sistema Solar.
SX Arietis ye una subxigante o estrella de la secuencia principal de tipu espectral B6IV-V.
La so temperatura efectivo ye de 12.445 K y la so lluminosidá ye 117 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,1 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 110 km/s.
La so masa ye 3,2 vegaes mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 89 millones d'años.
SX Arietis ye una estrella químicamente peculiar —en concretu muestrra llinies d'absorción fuertes de siliciu— con un campu magnéticu efectivu  de 82 G.
Estes variables —ente les que cabo citar a α Sculptoris y a V761 Centauri— amuesen fluctuaciones de rellumu d'aprosimao 0,1 magnitúes con periodos de cerca d'un día; la variación de rellumu de SX Arietis ye de 0,06 magnitúes y el so periodu de 0,728 díes.
Syrma
Syrma (ι Virginis / ι Vir / 99 Virginis) ye una estrella na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,10. El so nome provién del griegu "Surma", utilizáu pol astrónomu Claudio Ptolomeo pa designar a esta estrella asitiada na cola de la toga de la virxe.
Xuntu a κ Virginis y φ Virginis, Syrma apaez mentada na primer traducción árabe del "Syntaxis" col nome de "h-imar", «falda». Los trés estrelles formaben la decimotercer casona llunar árabe denominada "Al Ghafr", «la cubierta».
Syrma ye una subxigante mariella de tipu espectral F7IV con una temperatura efectivo de 6115 ~ K.
Con una lluminosidá 9 vegaes mayor que la del Sol, la midida del so diámetru angular —1,13 milisegundos d'arcu— da como resultáu un diámetru 3,4 vegaes más grande qu'el solar, confirmando la so estatus de subxigante.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s, completando una vuelta en menos de 7,71 díes.
Tien actividá magnética y tien una caliente corona esterior —non bien distinta de la que tien el Sol— que la so temperatura envalórase ente 2 y 8 millones K.
Syrma tien una metalicidá inferior a la del Sol, con una bayura relativa de fierro equivalente al 78% de la solar. 
Tien una masa de 1,5 mases solares y la so edá envalórase nunos 2500 millones d'años.
Paez ser llixeramente variable con una fluctuación nel so rellumu de 0,05 magnitúes y que'l so periodu, magar ye desconocíu, pue ser del orde d'un día, na llinia de les variables Gamma Doradus.
Alcuéntrase a 69,8 años lluz del Sistema Solar.
SZ Centauri
SZ Centauri (SZ Cen / HD 120359 / HIP 67556) ye una estrella variable distante 1979 ± 134 años lluz del Sistema Solar.
Encuadrada na constelación de Centaurus, visualmente alcuéntrase 2,5º al noroeste de la brillosa Hadar (β Centauri).
Tien magnitú aparente +8,89 en banda B.
SZ Centauri ye una binaria eclipsante formada por dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A7V, anque tamién fueron catalogaes como A7III.
La estrella primaria ye 80 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una temperatura efectivo de 8100 K.
Tien 2,31 vegaes la masa que'l Sol y, con un radiu de 4,6 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 60 km/s.
La estrella secundaria tien una temperatura llixeramente cimero de 8380 K y ye 58 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una masa de 2,27 mases solares y un radiu 3,6 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 44 km/s.
El periodu orbital d'esti sistema ye de 4,108 díes.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 0,60 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,40 magnitúes. 
T Centauri
T Centauri (T Cen / HD 119090 / HR 5147) ye una estrella variable na constelación de Centaurus, asitiada al norte de la mesma a un minutu d'arcu de 1 Centauri. La so variabilidá foi reparada per vegada primera en 1894 dende Xibraltar por Y. Y. Markwick. Alcuéntrase a una distancia averada de 1370 años lluz del Sistema Solar.
T Centauri ye una xigante lluminosa qu'apaez catalogada na base de datos SIMBAD como K6:II:ev.
Ye una variable semirregular que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +5,5 y +9,0 a lo llargo d'un periodu de 90,44 díes. Ta clasificada como variable de tipu SRA, que se caractericen por una periodicidá persistente con periodos entendíos ente 35 y 1200 díes.
Nel casu de T Centauri, el so tipu espectral —y en consecuencia la so temperatura— varia tamién dende K0 (mariellu-naranxa) a M4 (colloráu), siendo'l so tipu mediu K6.
La lluminosidá de T Centauri puede ser 600 vegaes mayor que la del Sol, magar esta cifra ye namái averada.
El so radiu ye unes 50 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so masa puede ser unes dos veces mayor que la del Sol.
Tocantes a el so estáu evolutivu, piénsase que T Centauri remató la fusión nuclear del heliu y ta amontando de nuevu'l so rellumu.
T Cephei
T Cephei, ye una estrella xigante colorada asitiada na constelación de Cefeo; a una distancia de 685,22 años lluz de la Tierra.
Ye una variable de tipu Mira desaxeradamente colorada, que'l so distintivu rellumu varia ente la magnitú 5,40 y 10,9 nunos 388,1 díes. Ye una estrella de clase espectral M, que'l so radio ye 540 vegaes mayor que nuesu Sol.
Les sos coordenaes d'alcuentru son: Lat: 88,346 °; Long: -47,756 ° La so velocidá de rotación ye de: 20 km/s y radial de -3.4 km/s
T Ceti
T Ceti (T Cet / HD 1760 / HR 85) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,74 asitiada na constelación de Cetus.
Alcuéntrase a 880 años lluz del Sistema Solar.
T Ceti ye una xigante lluminosa de tipu espectral M5-6SIIe con una temperatura efectivo de 2400 K.
Ye una «estrella MS» qu'amuesa carauterístiques tantu d'una estrella M como d'una estrella S, según una estrella de tecneciu, que'l so espectru revela la presencia de dichu elementu.
Como otres estrelles asemeyaes pierde masa estelar, a razón de 4,9 ~ × 10 vegaes la masa solar per añu, siendo'l fluxu de masa probablemente asimétricu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 13.900 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 318 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Catalogada como variable semirregular SRC —tipu de variables que la so representante más conocida ye μ Cephei—, el rellumu de T Ceti varia ente magnitú aparente +5,0 y +6,9 nun periodu de 158,9 díes.
T Coronae Borealis
T Coronae Borealis (T CrB / HD 143454 / HR 5958) ye una nova recurrente na constelación de Corona Borealis. Davezu de magnitú aparente +10,8, nos postreros estallíos de 1866 y 1946 algamó magnitú +2,0.
T Coronae Borealis ye una binaria interactuante con un periodu orbital de 227,57 díes. Consta d'una xigante colorada de tipu espectral M4.5III y una componente caliente. La materia de la envoltura gaseosa de la xigante colorada va siendo atraida pola so compañeru. Una vegada algámase una cierta masa crítico establécense procesos de fusión, observables por cuenta de un sópitu aumentu na lluminosidá de la estrella.
El espectru ópticu de T Coronae Borealis, apoderáu pola xigante colorada, presenta llinies de Balmer superpuestes que'l so orixe paez provenir d'un discu de acreción qu'arrodia a la componente caliente.
La variabilidá fotométrica en llonxitú d'onda llargues ye apoderada pola variabilidá elipsoidal de la xigante colorada.
En llonxitúes d'onda curties T Coronae Borealis amuesa un marcáu «ceguñu» —n'escales de tiempu que van de segundos a minutos—, con parámetros similares a variables cataclísmicas normales, a pesar de la gran diferencia nel tamañu de los discos de acreción.
Anque mientres enforma tiempu consideróse que la componente caliente de T Coronae Borealis yera una estrella de secuencia principal, anguaño piénsase que ye una nana blanca masiva.
Estudios de velocidaes radiales suxuren una masa de 1,37 ± 0,13 mases solares pa la nana blanca, y 1,12 ± 0,23 mases solares pa la xigante colorada.
T Leporis
T Leporis (T Lep / HD 32803 / HIP 23636) ye una estrella variable de la constelación de Lepus, la llebre. Visualmente a mediu grau de ε Leporis, alcuéntrase aprosimao a 500 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral M6ev, ye una variable Mira —al igual que R Leporis, nesta mesma constelación— que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +7,40 y +14,30 con un periodu de 368,1 díes.
La so temperatura superficial, desaxeradamente baxa pa una estrella, ye de 2800 K.
Les variables Mira cuntar ente les mayores fábriques de molécules y polvu del Universu.
En cada pulsación, T Leporis espulsa materia al espaciu, perdiendo cada añu una cantidá de masa equivalente a la masa terrestre.
Imaxes de T Leporis llograes col interferómetro Very Large Telescope del Observatoriu Européu del Sur (ESO) dexaron reparar una capa de gas y polvu qu'arrodia la estrella, que'l so diámetru ye unes 100 vegaes más grande qu'el del Sol.
Dada la gran distancia a la que s'atopen esta clase d'estrelles, la so diámetru angular aparente —a pesar del so enorme tamañu intrínsecu— pue ser de namái media millonésima parte de la solar.
T Monocerotis
T Monocerotis (T Mon / HD 44990 / HR 2310) ye'l nome d'una estrella variable cefeida na constelación de Monoceros, visualmente asitiada 2º al noroeste de ε Monocerotis. Xuntu con Eta Aquilae y X Sagittarii ye una de les cefeides consideraes fáciles d'atopar nel cielu nocherniegu.
Alcuéntrase a 1350 pársecs o 4400 años lluz del Sistema Solar.
El rellumu de T Monocerotis varia ente magnitú aparente +5,58 y +6,62 nun periodu de 27,0247 díes. Esti periodu foi aumentando col tiempu, siendo enantes del añu 1900 de 27,0092 díes. El so cambéu en rellumu va acompañáu d'un cambéu nel so tipu espectral, dende F7Iab a K1Iab.
T Monocerotis ye una cefeida clásica, clase de variables integrada por estrelles pulsantes moces de Población I, de normal superxigantes con una lluminosidá y tamañu considerablemente mayores qu'el Sol.
La temperatura efectivo de T Monocerotis ye d'aprosimao 5200 K y la so lluminosidá ye 4985 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu mediu ye 131 vegaes más grande qu'el del Sol, equivalente a 0,61 UA.
Sicasí, por cuenta de les pulsaciones qu'esperimenta, la diferencia ente'l so radiu máximu y mínimu ye igual a 33 vegaes el radiu solar.
Tien una masa aprosimao siete veces mayor que la masa solar.
Presenta un conteníu metálico más altu qu'el del Sol ([Fe/H] = +0,23). Tolos elementos evaluaos, a esceición del manganesu, son «sobreabundantes» en rellación a los niveles solares, destacando nesti apartáu'l lantanu, que la so bayura relativa ye 3,5 vegaes mayor.
L'estudiu del espectru ultravioleta en distintes fases del ciclu, llográu col International Ultraviolet Explorer, suxure la esistencia d'una acompañante, una estrella de cerca de la secuencia principal de tipu espectral A0V y 10.000 K de temperatura efectivo.
T Orionis
T Orionis (T Ori / BD-05 1329 / GCRV 3447) ye un sistema estelar na constelación d'Orión de magnitú aparente +11,25. Alcuéntrase aprosimao a 1500 años lluz del Sistema Solar.
T Orionis tien tipu espectral A3 y ye una estrella Herbig Ae.
Con una incierta temperatura de 9750 K —8500 K según otra fonte—, tien una masa 2,4 vegaes mayor que la del Sol y ye ente 50 y 83 vegaes más lluminosa qu'ésti.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 175 ± 14 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye asemeyáu a la solar.
T Orionis forma un sistema binariu ampliu con una compañera visualmente a 7,7 segundos d'arcu. De la mesma, la mesma T Orionis ye una binaria espectroscópica, que la so duplicidá conocer pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. Los dos componentes d'esta binaria son de tipu espectral A2.
Per otra parte, T Orionis ye una variable Orión que les sos variaciones de lluminosidá son irregulares y eruptives.
T Tauri
T Tauri (T Tau / HD 284419 / HIP 20390) ye una estrella variable na constelación de Tauru que da nome a un tipu de variables que lleven el so nome, les estrelles T Tauri. Afayóse n'ochobre de 1852 por John Russell Hind y forma parte del cúmulu de les Híades, non llueñe de la estrella Ain (ε Tauri). Estudios recién asitien a T Tauri a 481 años lluz de distancia del Sistema Solar.
T Tauri alcuéntrase físicamente cerca de NGC 1555, nebulosa de reflexón conocida tamién como "Nebulosa de Hind" o "Nebulosa variable de Hind". Ta allumada por T Tauri, y al ser ésta una estrella variable, la nebulosa tamién varia en rellumu. La nebulosa NGC 1554, reparada por Otto Struve en 1958, foi tamién rellacionada con T Tauri, pero sumió —o quiciabes nunca llegó a esistir— y güei conocer como la "Nebulosa Perdida de Struve". La mesma T Tauri ta asitiada dientro d'una nebulosa bien pequeña, afayada por Shelburn Burnham en 1890, y conocida nel so honor como Nebulosa de Burnham.
A 30 segundos d'arcu al oeste del puntu más brillosu de NGC 1555, afayóse un oxetu Herbig-Haro que pudiera tar rellacionáu cola mesma T Tauri.
T Tauri ye un sistema estelar de siquier trés componentes, de les que namái una ye observable nel espectru visible. Ésta última ye una moza estrella mariellu-naranxa con namái 1 millón d'años d'edá y qu'entá nun entró na secuencia principal, polo que nun empezó la fusión de hidróxenu nel so nucleu. Inda tien un diámetru bien grande, pero ta colapsando. Xira bien apriesa y ye una estrella bastante activa.
Les otres dos componentes rellumen nel infrarroxu y una d'elles tamién ye una radiofuente. Observaciones en radiofrecuencies col Very Large Array (VLA) dexaron ver como una pequeña estrella del sistema camudó de forma drástica la so órbita dempués d'un alcuentru próximu con una de les sos compañeres y puede ser espulsada del mesmu.
Como les variables de la so clase, T Tauri ye una variable irregular. Les curva de lluz curvu de lluz d'esti tipu d'estrelles amuesen una variación impredicible al traviés d'un ampliu rangu d'amplitúes y período. T Tauri llegó a algamar magnitú aparente +9,3 pa llegar a palidecer hasta magnitú 14, con una variabilidá que tien llugar en distintes escales de tiempu. Al llargu plazu reparar que la estrella aumentó llixeramente'l so rellumu en 1967, siguíu d'un pequeñu descensu, pa volver al so máximu rellumu en 1984. Al curtiu plazu, la estrella varia unes décimes de magnitú a lo llargo d'un día ensin un patrón definíu.
T Vulpeculae
T Vulpeculae (T Vul / HD 198726 / HR 7988) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula, la rapiega, asitiada 1,1º al norte de 31 Vulpeculae.
Al igual que O Vulpeculae, nesta mesma constelación, ye una variable cefeida.
El rellumu de T Vulpeculae bazcuya ente magnitú aparente +5,41 y +6,09 a lo llargo d'un periodu de 4,43546 díes.
Dichu periodu amontar col tiempu, a razón de 1,05 segundos por añu.
Tien tipu espectral mediu F5Iab y la so temperatura efectivo ye de 5690 K.
El so radiu ye 38 vegaes más grande qu'el radiu solar, más bien pequeñu pa una cefeida; l'antes mentada O Vulpeculae ye un 50% más grande qu'ella ente que'l tamañu de la tamién cefeida X Cygni ye tres veces mayor.
El so conteníu metálico ye prácticamente igual al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,01.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, llograda a partir de la paralax midida pol Telescopiu espacial Hubble, ye d'aprosimao 526 pársecs o 1720 años lluz.
Tabit
Tabit (π Orionis / π Ori / 1 Orionis) ye una estrella na constelación d'Orión. Comparte la denominación de Bayer «"Pi"» con otros cinco estrelles, siendo ente éstes la más próxima a la Tierra, yá que se topa a 26,3 años lluz de distancia. Con magnitú aparente +3,60, ye tamién la más brillosa d'elles, per delantre de π Orionis, que s'atopa muncho más alloñada. El so nome puede provenir del árabe "Al Thabit", «la que perdura».
Tabit ye una nana mariella de tipu espectral F6V más caliente y lluminosa qu'el Sol. Con una lluminosidá 2,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar, tien una temperatura de 6419 ± 29K, unos 600 K cimeru a la del Sol.
El so diámetru ye un 30% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 19,2 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye llixeramente menor que la solar.
Tien una masa de 1,25 mases solares y una edá envalorada de 2200 millones d'años, aprosimao un 55% de la so vida dientro de la secuencia principal.
Tabit paez ser una estrella llixeramente variable, posiblemente del tipu Delta Scuti, con una variación nel so rellumu de 0,05 magnitúes. Puede tener una compañera espectroscópica que nun pudo resolvese per aciu interferometría de moteáu. Coles mesmes, forma una doble óptica con una estrella de magnitú 8,8 asitiada a unos 95 segundos d'arcu.
El movimientu de Tabit al traviés del espaciu avéra-y a la Tierra, de forma que dientro de 210.000 años va alcuéntrase a 15 años lluz del nuesu planeta. Anguaño Ross 41, a 5,1 años lluz de distancia, ye la estrella conocida más cercana a Tabit. Tabit ye unu de los oxetivos prioritarios del proyectu Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Talitha Australis
Talitha Australis ye'l nome de la estrella κ Ursae Majoris (κ UMa / 12 UMa) de magnitú aparente +3,6, asitiada na constelación del sietestrellu. El so nome provién tantu del árabe como del llatín. La palabra "Talitha" («terceru») provién del árabe y fai referencia al «tercer saltu», yá que pa los antiguos árabes, les estrelles que nós acomuñamos coles pates de la osa yeren les buelgues de gaceles saltando. La palabra "Australis", proveniente del llatín, alude a la so condición d'estrella del sur, pa estremala de la vecina Talitha Borealis (ι Ursae Majoris).
Talitha Australis ye una estrella binaria distante 423 años lluz del Sistema Solar. Los dos componentes tán visualmente bien próximes, siendo la so separación de namái 0,3 segundos d'arcu. Son dos estrelles bien similares de tipu espectral A1 con una temperatura en redol a 9600 K. La componente principal ye 290 vegaes más lluminosa qu'el Sol y la so compañera ye 250 vegaes más lluminosa qu'ésti. Dambes tán terminando la combustión de hidróxenu nel so nucleu internu y tresformándose en subxigantes.
El periodu orbital del sistema paez ser de 35,6 años, variando la separación ente les dos estrelles ente 11 y 37 UA por cuenta de la escentricidá de la órbita.
Una o les dos estrelles son estrelles Ae, esto ye, emiten radiación que nun provién de les estrelles en sí, sinón d'un discu circumestelar esistente en redol a elles. Esta clase d'estrelles son les homólogues de tipu A de les estrelles Be, ente les que s'atopa Gomeisa (β Canis Minoris), magar ésta última ye unos 200 K más caliente. Como cabo esperar nesti tipu d'estrelles, una o les dos estrelles que formen Talitha Australis roten rápido; la velocidá de rotación midida ye de siquier 201 km/s, lo qu'implica un periodu de rotación igual o inferior a 3,5 díes.
Talitha Borealis
Talitha Borealis (ι Ursae Majoris / ι UMa / 9 Ursae Majoris) ye la novena estrella más brillosa na constelación del sietestrellu, con magnitú aparente +3,12. El so nome provién tantu del árabe como del llatín. La palabra "Talitha" («terceru») provién del árabe y fai referencia al «tercer saltu», yá que pa los antiguos árabes, les estrelles que nós acomuñamos coles pates de la osa yeren les buelgues de gaceles saltando. La palabra "Borealis", proveniente del llatín, alude a la so condición d'estrella del norte, pa estremala de Talitha Australis (κ Ursae Majoris), asitiada al sur.
Talitha Borealis ye un sistema estelar relativamente próximu, a 47,7 años lluz de la Tierra. Talitha Borealis A, la componente principal, ye una estrella blanca de 8165 K de temperatura. Nun se sabe con certeza si entá s'atopa na secuencia principal o si, otra manera, abandonándola yá, ye una subxigante. Xeneralmente considerada de tipu espectral A7 IV, relluma con una lluminosidá 9 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Coles mesmes, constitúi una binaria espectroscópica que les sos componentes tienen un periodu orbital de 4028 díes.
A una distancia media de 132 UA, con un periodu orbital de 818 años, alcuéntrase una segunda estrella binaria, les sos componentes denominaes Talitha Borealis B y Talitha Borealis C. Dambes son nanes coloraes de tipu espectral M1 V, separaes 10 UA y el so periodu orbital ye de 39,7 años.
Tania Australis
Tania Australis ye'l nome de la estrella μ Ursae Majoris (μ UMa / 34 Ursae Majoris), la octava más brillosa de la constelación del sietestrellu, con una magnitú aparente de +3,08. El so nome provién tantu del árabe como del llatín. La palabra "Tania" («segundu») provién del árabe y fai referencia al «segundu saltu», yá que pa los antiguos árabes, les estrelles que nós acomuñamos coles pates de la osa yeren les buelgues de gaceles saltando. La palabra "Australis", proveniente del llatín, alude a la so condición d'estrella del sur, pa estremala de Tania Borealis (λ Ursae Majoris), asitiada al norte.
Distante 249 años lluz del Sistema Solar, Tania Australis ye una xigante colorada de tipu espectral M0III, que la so lluminosidá —teniendo en cuenta una importante proporción de radiación emitida nel infrarroxu— ye 850 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 62 vegaes más grande qu'el radiu solar. Consumiendo'l hidróxenu nel so interior, el nucleu de heliu ta contraer, y en curtiu va empecipiase la fusión del heliu en carbonu, estabilizándose como una xigante de tipu K.
Analís espectroscópicos revelaron que Tania Australis ye una estrella binaria, que la so compañera, de la que nada se sabe, mover a 1,5 UA de la estrella principal con un periodu orbital de 230 díes. Catalogada como binaria eclipsante, el rellumu de Tania Australis varia ente magnitú +2,99 y +3,33.
Tania Borealis
Tania Borealis (λ Ursae Majoris / λ UMa / 33 UMa) ye una estrella na constelación del sietestrellu de magnitú aparente +3,45. El so nome provién tantu del árabe como del llatín. La palabra "Tania" («segundu») provién del árabe y fai referencia al «segundu saltu», yá que pa los antiguos árabes, les estrelles que nós acomuñamos coles pates de la osa yeren les buelgues de gaceles saltando. La palabra "Borealis", proveniente del llatín, alude a la so condición d'estrella del norte, pa estremala de Tania Australis (μ Ursae Majoris), asitiada al sur. Tamién recibe'l nome, menos utilizáu, de Alkafzah Borealis.
Asitiada a 134 años lluz del Sistema Solar, Tania Borealis ta clasificada como una subxigante blanca de tipu espectral A2IV, anque en realidá puede ser una estrella de la secuencia principal yá vieya, d'unos 480 millones d'años d'edá. Con una temperatura efectivo 8930 K, el so radiu ye 3,2 vegaes mayor qu'el radiu solar. La so lluminosidá ye 59 vegaes mayor que la del Sol.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes —vease Vega (α Lyrae) o Fomalhaut (α Piscis Austrini)—, presenta un escesu de radiación nel infrarroxu, por cuenta de la esistencia d'un discu circumestelar. Coles mesmes, ye una estrella con llinies metáliques «leve», arriquecida en cinc y europiu pero deficiente en calciu. Sicasí, estes carauterístiques nun son tan acusaes como por que la catalogue como estrella Am.
Tarazed
Tarazed o Tarazet (γ Aquilae / γ Aql / 50 Aquilae / HIP 97278) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación d'Aquila, detrás de Altair (α Aquilae), con magnitú aparente +2,72. El so nome provién del persa "Šāhīn tarāzū", términu que designaba al asterismo formáu por α, β y γ Aquilae. Tamién recibe'l nome, menos utilizáu, de Reda.
Tarazed ye una xigante lluminosa naranxa de tipu espectral K3II. Con una lluminosidá de 2960 soles, correxida pola radiación infrarroxo emitida dende la so fría superficie a 4100 K, ye una estrella entemedia ente una xigante ordinaria y una superxigante. El so radiu ye 110 vegaes más grande qu'el radiu solar, polo que, si tuviera nel centru del Sistema Solar, al ser reparada dende la Tierra ocuparía 60º nel cielu. Ye una fonte de rayos X y estrémase por ser una estrella de «cromosfera híbrida», al igual que Hassaleh (ι Aurigae); tien tantu les carauterístiques de xigantes lluminoses con vientos estelares fríos, como les d'estrelles menos lluminoses con capes esternes calientes como les del Sol.
Asitiada a una distancia d'unos 460 años lluz, la so edá averada ye de pocu más de 100 millones d'años. Probablemente nel so nucleu produz la fusión de heliu en carbonu y, n'última instancia, dichu nucleu va convertir nuna nana blanca.
Tau Andromedae
Tau Andromedae (τ And / 53 Andromedae) ye una estrella de la constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente +4,96, alcuéntrase a 712 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tau Andromedae ta clasificada nos catálogos estelares como xigante azul de tipu espectral B8III-IV o B5III.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 13.000 K, con una lluminosidá ente 910 soles —considerando'l so tipu espectral como B8— y 1200 soles —pa tipu B5—.
Seis veces más grande qu'el Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 91 km/s, completando una vuelta cada 3,3 díes.
La teoría d'estructura y evolución estelar suxuren una masa pa Tau Andromedae ente 4,5 y 4,6 mases solares.
Con una edá actual de daqué más de 100 millones d'años, enantes foi una estrella muncho más caliente de tipu B2.5V.
Suxurióse que, más qu'una verdadera xigante, ye una estrella a la fin de la so etapa na secuencia principal o una subxigante, que ta terminando —si ye que nun lo fixo yá— la fusión del so hidróxenu internu.
Tau Andromedae paez tener una compañera estelar de magnitú +11,5 separada visualmente d'ella 52 segundos d'arcu.
Comparte movimientu propiu con Tau Andromedae, lo que suxure que dambes estrelles tán físicamente amestaes.
La separación real ente elles ye de más de 11.500 UA y el so periodu orbital nun ye inferior a 530.000 años.
Tau Aurigae
Tau Aurigae (τ Aur / 29 Aurigae / HD 38656) ye una estrella na constelación d'Auriga, el cocheru, de magnitú aparente +4,52.
Tau Aurigae ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G8III con una temperatura superficial de 4770 K. Ye una de les munches estrelles que, con temperatura y lluminosidá similares, funden heliu nel so nucleu. La so lluminosidá ye 79 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu, 13,8 vegaes más grande qu'el radiu solar, nun ye especialmente grande pa una xigante.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— metá que la del nuesu Sol.
Con una masa de 2,5 mases solares, empezó la so vida fai unos 700 millones d'años como una estrella blanca de la secuencia principal.
Separada 27 minutos d'arcu de la vecina ν Aurigae, les dos estrelles tán aprosimao a la mesma alloña de la Tierra, unos 213 años lluz. Sicasí, la separación real ente elles, 3 años lluz, refuga que formen un verdaderu sistema binariu. Los sos movimientos en direcciones opuestes indiquen qu'a cencielles tán pasando una xuntu a a la otra. Per otra parte, esisten dos estrelles tenues de magnitú 12, a 41 y 51 segundos d'arcu respectivamente, que sí paecen tar físicamente rellacionaes con Tau Aurigae.
Tau Boötis
Tau Boötis (τ Boo / τ Boötis) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Boötes. Alcuéntrase a unos 51 años lluz de distancia y pertenez a un sistema binariu. La componente principal ye amarilloblanquecina y pertenez a la secuencia principal, y tien tipu espectral F7. La segunda componente ye una nana colorada de tipu espectral M2V.
El sistema ta relativamente cerca de la tierra, a una distancia de 51 años-lluz. La componente principal ye fácilmente visible a güeyu en cielos escuros.
Tau Boötis A ye un 20% más masiva qu'el Sol y ye asina mesmu más brillosu y caliente. Tien un radiu 1,9 vegaes la solar, y una edá averada de 1.300 millones d'años. 
Ye sospechosa de ser una estrella variable. Sicasí, nun ta confirmada dicha variabilidá.
Tau Boötis B orbita alredor de la estrella primaria a una distancia de 240 UA. El so periodu orbital midir en miles d'años.
En 1997 foi afayáu un planeta estrasolar, designáu como Tau Boötis Ab alredor de la estrella primaria. Este foi afayáu pol métodu de velocidaes radiales. Abarrúntase que puede esistir otru planeta a mayor distancia de la estrella principal.
Tau Canis Majoris
Tau Canis Majoris (τ CMa / 30 Canis Majoris / HD 57061) ye una estrella na constelación de Canis Maior, la más brillosa del cúmulu abiertu NGC 2362. De magnitú aparente +4,37, alcuéntrase a una distancia averada de 4800 años lluz del Sistema Solar.
Tau Canis Majoris ye una superxigante azul del pocu frecuente tipu espectral O, en concretu O9Ib.
Forma parte d'un sistema estelar masivu de siquier cinco componentes. En primer instancia Tau Canis Majoris ye una estrella triple, con dos estrelles de magnitúes 4,9 y 5,3 separaes 0,15 segundos d'arcu, y una estrella más tenue de magnitú 10 a 8 segundos d'arcu.
De les componentes del par interior, una d'elles ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 155 díes. De la mesma, una d'estes estrelles ye una binaria eclipsante del tipu Beta Lyrae, nesti casu con un periodu orbital de namái 1,28 díes.
La lluminosidá conxunta de los cuatro estrelles interiores equival a 500.000 soles, lo que suxure mases medies de 20 mases solares.
La separación ente les componentes del par interior eclipsante ye de 0,10 UA, tando esta binaria aprosimao a 5 UA de la siguiente componente.
Tau Centauri
Tau Centauri (τ Cen) ye una estrella na constelación de Centauru.
Ye, con magnitú aparente +3,85, el decimosestu astru más brillosu de la constelación.
Xuntu a γ Centauri, yera conocida en China como Koo Low, «la Torre del Arsenal».
Alcuéntrase a una distancia de 131 años lluz respectu al Sistema Solar.
Tau Centauri ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V.
Tien una temperatura efectivo de 9205 K y una lluminosidá 51 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una masa 2,44 vegaes mayor que la del Sol y la so edá ye de 310 millones d'años, habiendo yá trescurríu'l 70% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
La midida directa del diámetru angular de Tau Centauri, 0,85 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti aprosimao 3,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma bien apriesa, distintos estudios dan un valor pal so velocidá de rotación proyeutada ente 249 y 330 km/s.
Ente ellos, un trabayu que per aciu l'usu de tresformaes de fourier tien en cuenta'l escurecimientu de llimbu, señala una cifra de 297 km/s.
La rápida rotación tamién provoca que la forma de la estrella nun sía esférica sinón elipsoidal, tando esnachada polos polos; el so grau de «achatamiento» envalórase en 0,30.
Tau Ceti
Tau Ceti (τ Cet / τ Ceti) ye una estrella na constelación Cetus similar al sol en masa y tipu espectral. A pocu menos de 12 años lluz de distancia del sistema solar, ye una estrella relativamente cercana. Ye un astru de baxu conteníu metálico, de lo que se deduz la so baxa probabilidá d'allugar planetes del tipu terrestre nel so sistema. Les observaciones astronómiques detectaron más de 10 vegaes la cantidá d'oxetos y polvu estelar arrodiando la estrella en rellación al sistema solar. La estrella aparenta ser estable, con pequeñes variaciones estelares.
Nun s'afayaron entá acompañantes que dexen midir la velocidá astrométrica o radial: teniendo en cuenta les posibilidaes de definición astronómica, esto solo esclúi acompañantes subestelares como una nana marrón. Pola mor del discu d'escombros, cualesquier eventual planeta orbitando Tau Ceti enfrenta la probabilidá de munchos más choques que la Tierra, pero a pesar d'esti problema pa la habitabilidad planetaria, les carauterístiques de semeyanza col sol y estabilidá espertaron ampliu interés, calteniendo a la estrella na llista d'oxetivos del SETI.
Tau Ceti nun tien un nome tradicionalmente reconocíu como otres estrelles prominentes, anque pue vese a güeyu como una estrella de tercer magnitú. Vistu dende Tau Ceti el Sol sería una estrella de tercer magnitú na constelación de Boötes.
El movimientu propiu d'una estrella ye la cantidá de movimientu al traviés del so esfera celeste, determinada al comparar la so posición relativa respectu en visu a fondu más alloñáu. Considerar a Tau Ceti una estrella d'altu movimientu propiu, yá que el so cambéu añal de posición ye de dos segundos d'arcu. El movimientu de más d'un grau d'arcu rique dellos miles d'años. Una alta movilidá propia ye indicativa de la so proximidá al sol,
una y bones les estrelles "vecines" pueden travesar un arcu angular celeste más rápido que les alloñaes, y son bones candidates pa los estudios de paralax. Nel casu de Tau Ceti, la midida del paralax indica una distancia de 11,9 años lluz, lo que la convierte nuna de les estrelles más cercanes al sistema solar, y la más cercana dientro del tipu espectral «G» depués de Alfa Centauri.
La velocidá radial d'una estrella representa'l so movimientu al alloñar o averase al sol. A diferencia del movimientu propiu, la velocidá radial nun puede ser reparada directamente, pero puede determinase per aciu midíes del espectro. Debíu al efectu Doppler, les llinies d'absorción nel espectru de la estrella van variar en candia (llonxitúes d'onda más llargues) si l'astru alloñar del observador, o escontra l'azul (llargores más curtios) si avérase. Nel casu de Tau Ceti la velocidá radial ye aprosimao −17 km/s, onde'l signu negativu indica que s'alloñar del sol.
La distancia a Tau Ceti, xuntu col so movimientu propiu y la so velocidá radial, dexa calcular el movimientu de la estrella al traviés del espaciu. La velocidá espacial relativa al sol ye d'aprosimao 37 km/s, resultancia que puede utilizase pa calcular el patrón orbital de Tau Ceti al traviés de la Via Lláctea. La distancia al centru principal de la galaxa ye de 9,7 kiloparsecs (32.000 años lluz) y la so escentricidá orbital ye de 0,22.
Créese que'l sistema de Tau Ceti tien un únicu componente estelar. Reparóse una acompañante tenue dende'l puntu de vista ópticu, que ta venceyada gravitacionalmente, pero allugada a más de 10 segundos d'arcu de la primaria. Nun se deducieron perturbaciones astrométricas o de la velocidá radial, lo que suxure que la estrella nun pose una acompañante d'importancia nuna órbita cercana, tal como un "«Xúpiter caliente»".
La mayor parte de la conocencia relativa a Tau Ceti llogróse per aciu midíes espectroscópicas, comparando l'espectru con modelos informáticos de la evolución estelar pa dexar envalorar la so edá, masa, radio y lluminosidá. De toes formes, per aciu l'usu d'un interferómetro astronómicu pueden llograse midíes del radiu estelar en forma directa, yá que empleguen referencies que dexen midir ángulos enforma menores que los que dexa la definición d'un telescopiu convencional. Per esti mediu, el radiu de Tau Ceti calculóse en 81,6 ± 1,3% del radiu solar, lo que representa'l tamañu esperáu pa una estrella de masa daqué menor al sol. Midíes de interferómetro anteriores, de menor precisión, supunxeren 77,3 ± 0,4% del radiu solar.
El periodu de rotación de Tau Ceti midióse gracies a variaciones periódiques nes llinies H y K d'absorción del calciu ionizado. Tales llinies tán íntimamente acomuñaes a l'actividá magnética superficial. polo que la midida de los periodos de variación considera'l tiempu riquíu polos sitios d'actividá magnética pa completar una vuelta completa sobre la estrella. Por esti métodu la rotación envaloróse en 34 dïas. Debíu al efeuto Doppler, la velocidá de rotación afecta l'anchu de les llinies d'absorción del espectru, polo qu'analizando tales llinies ye posible envalorar la velocidá de rotación. Nel casu de Tau Ceti, la velocidá de rotación deducir de:
onde "v" ye la velocidá ecuatorial, y "i" ye l'ángulu d'enclín de la exa de rotación respeutu del planu del observador. Pa una estrella típica G8, la velocidá de rotación ye aprosimao 2.5 km/s, polo que la relativamente baxa velocidá de rotación deducida pa Tau Ceti suxure que la tamos viendo nuna dirección casi paralela a la so exa polar.
La composición química d'una estrella aprove nicios importantes sobre la so hestoria evolutiva, incluyendo la so edá. El mediu interestelar de polvu y gas del que se xeneraron les estrelles ta compuestu principalmente de hidróxenu y heliu, con traces d'elementos más pesaos. Como les estrelles vecines siguen la so evolución y muerren, semen el mediu interestelar con crecientes proporciones d'elementos pesaos. Arriendes d'ello, les estrelles más nueves van tender a tener mayor proporción d'elementos pesaos qu'aquelles más vieyes. Los astrónomos denominen a esta porción d'elementos pesaos «metalicidá».
La metalicidá d'una estrella midir en términos de cantidá de fierro en rellación al hidróxenu. El llogaritmu de la bayura relativa de fierro comparar col sol, y nel casu de Tau Ceti, la metalicidá atmosférica ye aprosimao:
esto ye un terciu de la solar. Midíes anteriores variaron dende -0.13 a -0.60.
Esta baxa presencia de fierro indica que Tau Ceti ye cuandoquier, más vieya que'l sol: la so edá envalorada ye aprosimao 10 años, comparada con 4.57 del sol. Diez mil millones d'años representen una porción substancial de la edá del universu visible, anque estimaciones computaes de la edá de la estrella varien ente 4,4 y 12 años, según el modelu adoptáu.
La lluminosidá de Tau Ceti ye equivalente a namá'l 55% de la solar. Un planeta terrestre debería orbitar la estrella a una distancia daqué menor a 0,7 unidaes astronómiques con cuenta de consiguir el nivel de llume solar de la tierra. Esto representa menos que la alloña promediu ente Venus y el nuesu sol.
La cromosfera de Tau Ceti —la porción de l'atmósfera estelar sobre la fotosfera emisora de lluz — amuesa polo xeneral nula o bien baxa actividá magnética, indicando que se trata d'una estrella estable. Un estudiu de nueve años de la temperatura, granulometría y cromosfera nun refundió variaciones significatives: les emisiones del ion Calciu alredor de les bandes infrarroxes H y K amosaron un posible ciclu de 11 años, en forma bien similar al sol. Suxurióse tamién que puede atopase nun periodu de baxa actividá análogu a un mínimu de Maunder.
Nel añu 2004 un equipu d'astrónomos británicos lideraos por Jane Greaves afayó que Tau Ceti tien más de 10 vegaes la cantidá de material cometario y asteroides orbitando qu'el nuesu sol, midiendo'l discu de polvu frío alredor de la estrella producíu pol choque ente estos pequeños cuerpos.
Esti afayu pon en dulda la posibilidá d'atopar vida nel sistema, considerando les consecuencies pa un planeta con una tasa d'impactos d'oxetos estelares diez veces mayor a la Tierra. Greaves remarcó n'ocasión del descubrimientu:
Con Tau Ceti demuéstrase que les estrelles de cierta edá non necesariamente pierden los sos grandes discos d'escombros, una angosta cinturón frecuente en prácticamente toles de tipu solar. La cinturón de Tau Ceti tien una densidá de 1/20 del de la so moza vecina, Épsilon Eridani. La relativa perda d'escombros alredor del sol puede constituyir un casu inusual: un equipu d'investigación suxurió que'l sol puede pasar cerca d'otra estrella de primeres de la so evolución, perdiendo la mayoría de les sos cometes y asteroides. El descubrimientu d'estrelles con grandes discos d'escombros modificó'l conceutu de la formación de los planetes: estos discos, onde se xenera polvu estelar en forma continua por cuenta de los frecuentes choques paecen ser el principal formador de planetes.
El principal factor qu'impulsa la investigación sobre Tau Ceti son les sos carauterístiques de semeyanza col Sol y la so consecuente posibilidá d'esistencia de planetes y vida estraterrestre. Hall y Lockwood envaloren que los conceutos d'analoxía solar» y «ximielgos solares» aplíquense cada vegada con mayores restricciones. Tau Ceti aseméyase enforma al sol en masa y estabilidá, pero difier na falta relativa de metales. Les semeyances inspiraron por décades distintes alusiones a la estrella na cultura popular, según na investigación científica.
Per otru llau, Tau Ceti foi oxetu de busca de planetes de baxa velocidá radial, anque ensin resultancies positives siquier nun principiu. La precisión llograda na busca investigó velocidaes de 11 m/s y más, mientres un ralu de cinco años. Les resultancies esclúin la presencia de "Xúpiters calientes", y probablemente esclúin cualquier planeta con masa igual o mayor a Xúpiter o con periodos orbitales menores a 15 años. Amás, una esploración d'estrelles cercanes completada en 1999 pola cámara d'ampliu espectru del Telescopiu espacial Hubble nun llogró afayar acompañantes pa Tau Ceti.
Tales esploraciones escluyeron namái grandes nanes marrones y planetes xigantes ensin refugar cuerpos más pequeños, del tipu de la tierra n'órbita alredor de la estrella. D'esistir "Jupiteres calientes" nuna órbita cercana, con toa probabilidá alteriaren la zona habitable del sistema estelar; poro, la so esclusión ye daqué positivu pa la posibilidá d'atopar planetes similares a la Tierra. La busca global amosó una correllación positiva ente la presencia de planetes estrasolares y una estrella madre d'alta metalicidá, suxuriendo que les estrelles con baxa proporción de fierro como Tau Ceti tienen poca probabilidá d'allugar planetes. La evidencia d'una angosta cinturón d'escombros amonta la posibilidá de qu'unu o más planetes predresos orbiten la estrella, anque tamién representa un escenariu de fuerte bombardéu d'oxetos estelares. Si atópense tales planetes, sía en subsecuentes busques o con telescopios de mayor definición, el siguiente desafíu va ser topar agua atmosférico y temperatures que faigan posible la vida. La vida primitiva puede revelase pola composición atmósferica, entá nos sos aspeutos inorgánicos, tal como la presencia de oxígeno ye un indicador de vida na tierra.
Esto paez camudar el día 19 d'avientu de 2012, cuando s'anunció la posible esistencia d'un sistema planetariu de cinco planetes orbitando esta estrella. Les mases envaloraes pa ellos bazcuyen ente 2 y más de 6,5 vegaes la masa de la Tierra y el so periodu orbital va de los 14 díes a los 640 díes. Dos d'ellos (Tau Ceti y y Tau Ceti f per un marxe pequeñu) paecen topase dientro de la zona habitable de Tau Ceti al ser ésta más débil que'l Sol:
El proyectu d'esploración más optimista foi'l Proyectu Ozma, dirixíu a la busca de intelixencia estraterrestre, ( SETI ) per aciu l'exame d'estrelles escoyíes pa topar indicadores de señales artificiales de radiofrecuencia. El proyectu foi empecipiáu pol astrónomu Frank Drake, quien escoyó a Tau Ceti y Épsilon Eridani como oxetivos iniciales. Dambes estrelles allugar nes cercaníes astronómiques del Sol y son físicamente similares. Nun s'atoparon señales artificiales, a pesar de les 200  hores d'observación realizaes. Busques posteriores nel espectru de radiofrecuencia tamién refundiaron resultancies negatives.
L'ausencia de resultancies menguó l'interés na busca de señales de vida en Tau Ceti, pero nel añu 2002 los astrónomos Margaret Turnbull y Jill Tarter desenvolvieron el "«Catálogu de sistemes habitables cercanos»" («HabCat») sol auspicio del Proyectu Phoenix, otra investigación SETI. La llista contién más de 17.000 sistemes teóricamente habitables, aprosimao un 10% de los sistemes cercanos. Al añu siguiente Turnbull refinó la llista destacando los 30 sistemes más prometedores ente los 5.000 investigaos dientro d'un radiu de 100 años lluz del sistema solar, incluyendo Tau Ceti, que van formar parte de la busca básica de radiofrecuencies col Allen Telescope Array. Tamién escoyó a Tau Ceti dientro d'una llista básica de cinco estrelles facederos de ser investigaes per aciu el Terrestrial Planet Finder, sorrayando que "«estos son llugares onde yo viviría si Divos punxera al nuesu planeta alredor d'otra estrella»".
Tau Ceti ye una estrella del hemisferiu sur, na constelación Cetus ("Ballena"): asumiendo perfectes condiciones visuales ye visible sobre la llatitú 75°N. La constelación ye grande, y tópase xusto al sur del ecuador celeste. Otres estrelles visibles son la variable Mira y otres qu'a pesar d'atopase na mesma dirección dende la tierra, nun tán físicamente cercanes unes d'otres: por casu la xigante naranxa Beta Ceti, la más brillosa de la constelación, ta aprosimao a 100 años lluz del Sol, casi 10 vegaes más llueñe que Tau Ceti. La mayoría de les estrelles cercanes a Tau Ceti son débiles y nun pueden apreciase a güeyu, ente elles YZ Ceti y Luyten 726-8.
Tau Coronae Borealis
Tau Coronae Borealis (τ CrB / 16 Coronae Borealis) ye una estrella na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +4,76.
Alcuéntrase a 113 ± 3 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tau Coronae Borealis ye una xigante o subxigante naranxa de tipu espectral K1III-IV.
Con una temperatura efectivo de 4808 ± 23 K, relluma con una lluminosidá 16 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un diámetru 6 vegaes más grande qu'el del Sol, lo que ta acordies con la so clasificación entemedia ente xigante y subxigante.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 1,0 km/s.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué más baxa que la solar ([Fe/H] = -0,07).
D'alcuerdu al Bright Star Catalogue, Tau Coronae Borealis comparte movimientu propiu con una tenue estrella de magnitú +13,2 que la so separación visual ye de 2,2 segundos d'arcu; apaez clasificada como probable binaria astrométrica presumiblemente de llargu periodu.
Coles mesmes, esiste cierta evidencia de que Tau Coronae Borealis puede ser tamién una binaria espectroscópica, polo que podría ser un sistema estelar triple.
Tau Cygni
Tau Cygni (τ Cygni / 65 Cygni) ye una estrella múltiple na constelación del Cisne de magnitú aparente +3,74.
Alcuéntrase a 66,3 años lluz del Sistema Solar.
Anque esisten nueve posibles estrelles que pueden formar parte del sistema estelar —nomaes con lletres dende la «A» hasta la «I»—, non toes elles son verdaderes componentes del mesmu.
El movimientu relativu de les llamaes Tau Cygni C, D y Y al respective de la estrella principal, Tau Cygni A, indica que nun son compañeres reales.
Probablemente'l par Tau Cygni GH —de la mesma una estrella binaria compuesta por dos nanes coloraes— tampoco forme parte del sistema.
Tau Cygni A (GJ 9728 A / GJ 822.1 A) tien magnitú aparente +3,84 y ta catalogada como una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV, anque se suxurió qu'inda s'atopa dientro de la secuencia principal.
Con una temperatura efectivo bien conocida de 6660 K, la so lluminosidá ye 8,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol y la so velocidá de rotación ye de siquier 96 km/s, lo que trai un periodu de rotación inferior a 1,1 díes.
La so masa ye de 1,55 mases solares y tien una edá envalorada de 2500 millones d'años.
Ye una variable Delta Scuti que'l so rellumu varia 0,1 magnitúes.
El periodu de variación ye inciertu, pudiendo tar entendíu ente 2 y 3 hores, y amás puede ser variable.
Tau Cygni B (GJ 9728 B / GJ 822.1 B), la segunda estrella más brillosa del sistema, completa una órbita alredor de Tau Cygni A cada 49,62 años.
La distancia ente dambes estrelles varia ente 14,1 y 19,8 UA por cuenta de la escentricidá de la órbita; el postreru periastru —distancia mínima ente los dos componentes— tuvo llugar en xineru de 1989.
Tau Cygni B ye una nana mariella de tipu G0V con magnitú aparente +6,44.
Tien una temperatura superficial averada de 5700 K y ye similar al Sol, anque daqué menos lluminosa qu'ésti.
La tercera componente del sistema, denominada Tau Cygni F (GJ 822.1 C / LHS 6374), tien magnitú aparente +12,0.
Separada visualmente 90 segundos d'arcu de Tau Cygni A, la distancia real con ella ye de siquier 1770 UA; ello implica qu'el so periodu orbital en redol al par AB supera los 43.000 años.
Ye una nana colorada de tipu M2.5 que la so masa averada ye de 0,4 mases solares.
Completa'l sistema Tau Cygni I (2MASS J21153159+3804391), visualmente a 534 segundos d'arcu de Tau Cygni A.
De magnitú 16, a partir del so rellumu puede deducise que ye una nana colorada de tipu M8 de bien baxa masa.
Tau Geminorum
Tau Geminorum (τ Gem / 46 Geminorum) ye una estrella na constelación de Xéminis de magnitú aparente +4,40 que s'atopa a 302 años lluz del Sistema Solar.
Anque nun tien nome propiu, xuntu a θ Geminorum, ι Geminorum, ν Geminorum y φ Geminorum, yera conocida como Woo Chow Shih o Woo Choo How, «los Siete Príncipes Feudales de China».
Forma un sistema binariu con una nana marrón, afayada en 2004.
Tau Geminorum ye una xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura efectivo de 4441 ± 19 K.
El so diámetru angular envaloráu, 2,68 ± 0,23 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 27 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 0,13 UA.
Xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá de rotación proyeutada de 3,0 km/s.
Tau Geminorum relluma con una lluminosidá 224 vegaes mayor que la lluminosidá solar y, anque ye difícil determinar la so masa con exactitú, ésta pue ser d'aprosimao 2 mases solares.
Presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— bien asemeyáu a la solar ([Fe/H] = +0,02),
En 2004 afayóse la esistencia d'una nana marrón, denominada Tau Geminorum b, n'órbita alredor de Tau Geminorum.
Tien una masa mínimo 18,1 vegaes mayor que la masa de Xúpiter y el so periodu orbital ye de 305 díes.
Tau Gruis
Tau Gruis (τ Gru) puede referise a trés estrelles distintes na constelación de Grus:
Tau Herculis
Tau Herculis (τ Her / 22 Herculis / HD 147394) ye una estrella de magnitú aparente +3,89 na constelación d'Hércules.
Asitiada a 315 años lluz del Sistema Solar, Tau Herculis foi la Estrella Polar nel añu 7400 e.C. —nel periodu mesolíticu— y volverá selo de nuevu nel añu 18.400.
Catalogada nes bases de datos astronómiques como subxigante de tipu espectral B5IV, otros estudios consideren a Tau Herculis una estrella secuencia principal que namái percorrió 2/3 del so periodu de fusión nuclear de hidróxenu.
Tien una temperatura efectivo de 15.000 K y relluma con una lluminosidá 700 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una estrella relativamente masiva de 4,9 mases solares y tien un tamañu 4 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 27 km/s, anque se piensa que la so exa de rotación pue tar apuntando aprosimao escontra nós, polo que la so velocidá de rotación real pue ser bien cimera al valor anterior.
Tau Herculis nun ye una estrella dafechu estable, tando considerada una estrella B pulsante lenta» (SPB), asemeyada a 53 Persei.
A pocu más de segundos d'arcu de Tau Herculis puede reparase una estrella, denominada BD+46 2169B, que comparte movimientu propiu con ella.
Considerando que realmente forma un sistema binariu con Tau Herculis, ye una nana colorada de tipu M2 —a partir de la so magnitú aparente +14,6— dixebrada siquier 650 UA de la estrella principal.
Tau Hydrae
Tau Hydrae (τ Hya) puede referise a dos estrelles distintes na constelación d'Hidra:
Tau Librae
Tau Librae (τ Lib) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +3,64.
Alcuéntrase a 366 años lluz del Sistema Solar y ye miembru de l'Asociación estelar «Centaurus Cimera-Lupus» o UCL, que de la mesma forma parte de la gran Asociación Scorpius-Centaurus.
μ Centauri, α Lupi y γ Lupi son otros conocíos miembros d'esta asociación.
El términu "Derakrab" ye una contracción del títulu árabe "Al-Dhira al-Akrab" (الذراع العقرب), «el brazu del Escorpión», ente que la palabra llatina "Australis" especifica «la del sur».
Tau Librae ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B2.5V.
Tien una temperatura efectivo de 20.350 K y relluma con una lluminosidá 2705 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 135 km/s y el so radiu ye 5,15 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Esibe una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = +0,02).
Tau Librae tien una compañera estelar de tipu espectral B5 que la so separación visual ye de 0,115 segundos d'arcu. El so periodu orbital ye de 3,3 díes y la escentricidá de la órbita ye ε = 0,3.
Puede esistir una tercera componente adicional nel sistema.
Tau Librae mover nuna órbita galáctica bien circular, que la so escentricidá, y = 0,013, ye notablemente inferior a la de la órbita del Sol, y = 0,16. Asina, la so distancia respeutu al centru de la galaxa apenes varia 187 pársecs ente'l apoastru y el periastru.
Tau Orionis
Tau Orionis (τ Ori / 20 Orionis / HD 34503 / HR 1735) ye una estrella na constelación d'Orión de magnitú aparente +3,59.
Anque nun tien nome propiu habitual, en China yera conocida como Yuh Tsing, «el pozu doráu».
Alcuéntrase aprosimao a 554 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tau Orionis ye una xigante azul de tipu espectral B5III con una temperatura efectivo de 14.100 K. Incluyendo una gran cantidá radiación ultravioleta emitida, Tau Orionis relluma con una lluminosidá 3100 vegaes mayor que la del Sol. Con un radiu 9,4 vegaes más grande qu'el radiu solar, la so velocidá de rotación proyeutada —43 km/s— implica un periodu de rotación inferior a 11 díes.
Tien una masa 6 vegaes superior a la del Sol, per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles españen como supernoves, polo que va concluyir los sos díes como una nana blanca d'unes 0,95 mases solares. La so edá envalórase en 63 millones d'años.
Esisten trés compañeres visuales cerca de Tau Orionis, que reciben los nomes de Tau Orionis B, C y D. Los dos primeres paecen ser estrelles qu'a cencielles tán na mesma llinia de visión, ente que Tau Orionis D, una nana mariella de magnitú 11 asitiada a 36 segundos d'arcu, amosó a lo llargo de más d'un sieglu un movimientu similar al de Tau Orionis, polo que probablemente sía una compañera real.
Tau Pegasi
Tau Pegasi (τ Peg / 62 Pegasi / HD 220061) ye una estrella na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,60.
Ta asitiada a 167 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tau Pegasi ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V. Tien una temperatura efectivo de 7655 K y una lluminosidá 36 vegaes superior a la del Sol.
Con un diámetru un 50% más grande qu'el diámetru solar,
rota a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 149 km/s.
Tien una masa de 2,14 mases solares y consumió el 86% del so tiempu dientro de la secuencia principal.
Tau Pegasi ye una estrella químicamente peculiar —dacuando considerada una estrella Lambda Bootis— que'l so conteníu metálico ye distintu del atopáu nel Sol.
Frente a dellos elementos como carbonu, oxíxenu o siliciu que la so bayura relativa ye comparable a la solar, otros presenten bayures que claramente difieren de los valores solares.
Escandiu, itriu y sobremanera sodiu —3 vegaes más abondosa que nel Sol— amuesen valores bien percima de les solares; nel otru estremu, titaniu, cromu y níquel son deficitarios al respective de la nuesa estrella.
Per otra parte, Tau Pegasi ye una variable del tipu Delta Scuti con una pequeña variación de rellumu de 0,02 magnitúes a lo llargo d'un ciclu de 0,05433 díes.
Tau Persei
Tau Persei (τ Per / 18 Persei / HR 854) ye una estrella na constelación de Perséu de magnitú aparente +3,93.
Anque nun tien nome propiu habitual, en China yera conocida como Ta Ling, «el gran montículo».
Alcuéntrase a 272 años lluz del Sistema Solar.
Tau Persei ye una estrella binaria compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G4III y 5160 K de temperatura superficial, y una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A4V con una temperatura de 8970 K.
La xigante mariella ye 150 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye 14 vegaes más grande qu'el radiu solar. La estrella blanca ye menos lluminosa —pero 26 vegaes más lluminosa que'l Sol— y significativamente más pequeña, con un radiu de 2,2 radios solares.
La so velocidá de rotación —50 km/s— implica que el so periodu de rotación ye de 1,8 díes.
El periodu orbital del sistema ye de 4,419 años, siendo la separación media ente los dos componentes de 4,2 UA. La órbita ye marcadamente escéntrica, con una separación mínima nel periastru de 1,13 UA y de 7,2 UA nel apoastru.
Amás Tau Persei ye una binaria eclipsante: mientres dos díes produz una cayida del so rellumu dende magnitú +3,93 a +4,07 cuando la estrella xigante pasa delantre de la estrella blanca nun eclís parcial, una y bones la primera nun llega a ocular dafechu a la segunda.
Tau Piscis Austrini
Tau Piscis Austrini (τ PsA / 15 Piscis Austrini / HD 210302 / HR 8447) ye una estrella na constelación de Piscis Austrinus de magnitú aparente +4,92 que s'atopa a 61 años lluz del Sistema Solar.
Tau Piscis Austrini ye una nana mariella de tipu espectral F6V con una temperatura efectivo de 6465 K, unos 700 K más caliente qu'el Sol. Con una masa un 28% mayor que la masa solar, tien una lluminosidá 3 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so velocidá de rotación ye de siquier 13,6 km/s, lo que trai un periodu de rotación igual o inferior a 5,46 díes, sensiblemente más curtiu qu'el del Sol, que ye de 27 díes.
Tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— llixeramente cimeru a la de la nuesa estrella ([M/H] = +0,06).
Pola so relativa proximidá y les sos carauterístiques físiques Tau Piscis Austrini foi escoyida ente los oxetivos del proyectu Terrestrial Planet Finder pa la busca de planetes terrestres.
Tau Puppis
Tau Puppis (τ Pup / HD 50310 / HR 2553) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente +2,93, alcuéntrase a 182 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Dacuando ye conocida col nome de Rehla. 
Tau Puppis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura superficial averada de 4600 K, yá que nun hai midíes precises de la so temperatura efectivo.
Incluyendo la radiación infrarroxo qu'emite, la so lluminosidá ye 270 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 26 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,12 UA.
Con una masa de 3,3 mases solares, anguaño ye una estrella estable que funde heliu nel so nucleu internu.
Tau Puppis tien una compañera estelar detectada per aciu espectroscopia.
El periodu orbital d'esta compañera invisible ye de 1066 díes (2,91 años).
La separación media al respective de la xigante naranxa ye de 3 UA, magar la escentricidá de la órbita (ε = 0,09) fai que varie llixeramente.
Piénsase que l'acompañante puede ser una nana colorada.
Tau Sagittarii
Tau Sagittarii (τ Sgr / 40 Sagittarii / HD 177716) ye una estrella de magnitú aparente +3,32 na constelación de Saxitariu. Alcuéntrase a 120 años lluz del Sistema Solar.
Tau Sagittarii ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III con una temperatura superficial de 4440 K.
92 vegaes más lluminosa qu'el Sol, el so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Como en munches estrelles análogues de la nuesa redolada —Aldebarán (α Tauri), Arturu (α Bootis) o Pólux (β Geminorum) son dellos conocíos exemplos—, ye una xigante estable en que'l so interior tien llugar el tresformamientu del heliu en carbonu y oxíxenu.
La so masa nun ye bien conocida, pudiendo envalorase ente 1,5 y 2 mases solares.
Al igual qu'otres xigantes, rota amodo; la midida de la so velocidá de rotación —3 km/s, siendo esti valor una llende inferior— da llugar a un periodu de rotación que puede ser tan llargu como 270 díes.
Tau Sagittarii mover a una velocidá relativa al respective de nós de 64 km/s, 4 vegaes superior al valor mediu local, lo que suxure que puede provenir d'otra rexón de la galaxa.
Ello concuerda col so baxu conteníu metálico, entendiendo como «metales» aquellos elementos más pesaos qu'el heliu, que supón el 70% del valor solar.
Tau Scorpii
Tau Scorpii (τ Sco / 23 Scorpii / HD 149438) ye una estrella na constelación de Scorpius, el escorpión, de magnitú aparente +2,82. Ye conocida tamién como Alniyat o Al Niyat, anque esti nome ye más utilizáu pa designar a la vecina σ Scorpii.
Dambes estrelles son miembros de la Asociación estelar de Scorpius Cimera, formando parte de la gran Asociación estelar de Scorpius-Centaurus.
Tau Scorpii foi la primer estrella distinta del Sol que'l so espectru foi analizáu refechamente —l'analís realizáu por Albrecht Unsöld en 1939 dexó determinar la física y la composición de la so atmósfera.
Tau Scorpii ye una estrella azul de tipu espectral B0.2V con una temperatura de 30.700 K, más de cinco veces cimeru a la del Sol. Ye una estrella bien lluminosa, 18.000 vegaes más que'l Sol, una vegada considerada la radiación qu'emite como lluz ultravioleta. El so radiu ye unes 5 vegaes mayor qu'el radiu solar, abondo grande pa una estrella de la secuencia principal. La baxa velocidá de rotación midida por efectu Doppler (5 km/s), impropia d'una estrella de les sos carauterístiques, fai abarruntar que la so exa de rotación ta dirixíu directamente escontra nós. Con una masa envalorada en redol a 12 vegaes la masa solar, el so destín final va ser esplotar como una supernova.
Alcuéntrase a 430 años lluz del Sistema Solar.
Tau Scorpii tien un campu magnéticu medianamente intensu d'aprosimao 0,5 kG. La estructura magnética, inusualmente complexa pa una estrella caliente, foi reconstruyida utilizando imaxes Zeeman-Doppler.
La topoloxía superficial ye apoderada per un campu de potencial, anque probablemente tamién tea presente una componente toroidal moderada.
Piénsase que posiblemente'l campu magnéticu atopáu ye un remanente de la so etapa de formación estelar.
Tau Serpentis
La denominación de Bayer Tau Serpentis (τ Ser / τ Serpentis) ye compartida por ocho estrelles, dende τ Serpentis a τ Serpentis, na constelación de Serpens, na rexón de Serpens Caput (la cabeza de la culiebra).
Tán distribuyíes nun rectángulu que'l so tamañu ye 40 minutos d'arcu en ascensión reuta y 3,5° en declinación.
Tán numberaes por orde ascendente d'ascensión reuta:
Tau Tauri
Tau Tauri (τ Tau, τ Tauri) ye una estrella triple asitiada na constelación de Tauru. Ta aprosimao a una distancia de 401 años lluz.
La componente principal, Tau Tauri A, ye una estrella blancu-azulada tipu B, estrella nana de la secuencia principal con una magnitú aparente de +4,26.
Tau Tauri B alcuéntrase a 1 segundu d'arcu dixebrada de la principal y con una magnitú de +8,9. 
Tau Tauri C alcuéntrase a 63 segundos d'arcu y ye la tercera componente del sistema. Ye una estrella nana blanca tipu A con una magnitú aparente de +7,10.
Tau Virginis
Tau Virginis (τ Vir / 93 Virginis) ye una estrella de magnitú aparente +4,24 na constelación de Virgu.
Nun tien nome propiu habitual pero na astronomía china yera conocida, xuntu a σ Virginis, como Tien Teen, «los Campos Celestiales».
Alcuéntrase a 225 años lluz del Sistema Solar.
Tau Virginis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V.
La so temperatura superficial ye de 8225 K y la so lluminosidá ye 73 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 4,2 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 168 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 1,3 díes.
Los modelos teóricos dexen concluyir que tien una masa ente 2,5 y 2,6 mases solares.
La so elevada lluminosidá —cuatro veces cimera a la de la estrella A3V Heze (ζ Virginis)— débese a que ta a puntu de rematar la fusión del so hidróxenu internu, pudiendo ser considerada una subxigante.
El conteníu metálico de Tau Virginis ye inferior a la solar; diverses fontes asitien el so índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,12 y -0,27.
Níquel y estronciu son deficitarios en rellación al Sol —la bayura d'esti postreru ye namái un 5% de la solar—, ente que escandiu y sodiu son sobreabundantes.
La so separación visual al respective de ella ye de 14,4 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia real ente dambes igual o mayor de 990 UA.
Tau1 Gruis
Tau1 Gruis (τ Gru) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla. De magnitú aparente +6,03, comparte la denominación de Bayer «"Tau"» con otros dos estrelles, τ Gru y τ Gru. Los trés estrelles nun tán físicamente rellacionaes ente sigo, topándose a distinta distancia del Sistema Solar.
En 2002 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de Tau1 Gruis.
Asitiada a 109 años lluz de distancia del Sistema Solar, Tau1 Gruis ye una nana mariella de tipu espectral G0V y 6008 K de temperatura efectivo.
Sicasí, la so elevada lluminosidá —3,6 vegaes mayor que la del Sol—, suxure que ta empezando a evolucionar y que probablemente va rematar llueu la fusión del so hidróxenu internu.
Esto tamién vien acotáu pol so tamañu, yá que el so radiu, evaluáu per aciu interferometría, ye un 72% más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación ye igual o superior a 5,9 km/s y nun amuesa actividá cromosférica.
Tien una masa aprosimao un 33% mayor que la masa solar y una edá envalorada de 5400 millones d'años.
Como munches estrelles con sistemes planetarios, Tau1 Gruis tien una elevada metalicidá —basada na so bayura relativa de fierro—, siendo ésta un 74% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,24).
Otros elementos evaluaos tamién son «sobreabundantes», como por casu el sodiu, 2,2 vegaes más abondosa que nel Sol.
Tocantes a el so conteníu de litiu (log[Li] = 2,77), ésti ye bien cimeru a la solar, pero hai que tener en cuenta que'l Sol paez tar emprobecíu nesti elementu en rellación a otres estrelles asemeyaes de la nuesa redolada.
Midíes de velocidá radial suxuren qu'en redol a Tau1 Gruis esiste un planeta con una masa mínimo 1,23 vegaes mayor que la masa de Xúpiter. Asitiáu a una distancia media de 2,56 UA de la estrella —la distancia que dixebra al cinturón d'asteroides del Sol—, completa una órbita casi circular en daqué más de 3,6 años.
Tau1 Hydrae
Tau1 Hydrae (τ Hydrae / 31 Hydrae / HD 81997) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +4,60. Comparte la denominación de Bayer "Tau" con τ Hydrae, nun esistiendo rellación física ente dambes estrelles.
Dacuando recibe'l nome de Ukdah Prima, «la primera (estrella) del nuedu» —"Ukdah" provién el árabe عقدة ("uqdah"), «nuedu»—.
Asitiada a 56 años lluz del Sistema Solar, Tau1 Hydrae ye una nana mariella de tipu espectral F6V. Más caliente y lluminosa qu'el Sol, tien una temperatura de 6450 ~ K.
La so velocidá de rotación —30 km/s— ye, siquier, 15 vegaes mayor que la del Sol, lo que se traduz nun periodu de rotación igual o inferior a 2,72 díes, a diferencia del Sol qu'emplega daqué más de 25 díes en completar una vuelta.
Tien un conteníu metálico —entendiendo por metales aquellos elementos distintos a hidróxenu y heliu— igual al del Sol.
La so masa ye un 30% mayor que la masa solar y la so edá envalórase en 1800 millones d'años. 
Gliese 348 B, estrella de magnitú 7,15 separada visualmente 66 segundos d'arcu, paez tar gravitacionalmente xunida a Tau1 Hydrae. De tipu K0, tien una masa averada igual al 78% de la masa solar.
De la mesma, la mesma Tau1 Hydrae ye una binaria espectroscópica con un periodu de 2807 díes. 
Tau2 Capricorni
Tau2 Capricorni (τ Cap) ye una estrella múltiple asitiada na constelación de Capricorniu.
Tien magnitú aparente +5,24 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 1136 años lluz del Sistema Solar.
Tamién ye conocida a cencielles como Tau Capricorni (τ Cap) y nun tien de ser confundida con Tau1 Capricorni (τ Cap).
En primer instancia, Tau2 Capricorni ye una estrella binaria que les sos componentes son estrelles blancu-azulaes de la secuencia principal.
La más brillosa, de tipu espectral B4V, tien magnitú +5,38.
La temperatura midida conxuntamente, 13.200 K, según la velocidá de rotación proyeutada, 170 km/s, probablemente correspuenden a esta estrella.
Tien una masa 5,85 vegaes mayor que la masa solar.
La estrella acompañante, de magnitú +7,31, tien tipu espectral B6V. La so masa ye 5,76 vegaes mayor que la del Sol.
El periodu orbital d'esta binaria nun ye bien conocíu: ente que pa un estudiu ye de 200 años, otru distintu señala un periodu de 424 años.
Una tercer estrella, afayada nuna tapecimientu llunar, completa'l sistema estelar.
Ta dixebrada 0,052 segundos d'arcu de la estrella B4V y tien magnitú +9,3.
En xunto, la lluminosidá del sistema ye 1893 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La so cinemática correspuende a población estelar del discu finu.
Tau2 Eridani
La estrella Tau 2 Eridani ye una estrella de la constelación de Eridanus que s'atopa a unos 182 años lluz del Sistema Solar. Tien una magnitú aparente de 4,75 y una declinación de -21º 00,15. Tien el nome tradiccional de Angetenar (arabe) y les sos coordenaes son J2000.
Tau3 Gruis
Tau3 Gruis (τ Gru / HD 216823 / HR 8722) ye una estrella na constelación de Grus, la grulla. De magnitú aparente +5,72, comparte la denominación de Bayer «"Tau"» con otros dos estrelles, τ Gru y τ Gru. Los trés estrelles nun tán físicamente rellacionaes ente sigo, topándose a distinta distancia del Sistema Solar. Tau3 Gruis, la más alloñada de los trés, alcuéntrase a 272 años lluz.
Tau3 Gruis ta catalogada como una estrella con llinies metáliques o estrella Am. Anque la velocidá de rotación de Tau3 Gruis nun foi midida, les estrelles Am caracterizar por xirar amodo en comparanza a otres estrelles de tipu espectral A, lo que provoca que dalgunos elementos xuban escontra la superficie por radiación y otros fúndanse nel interior por gravedá. Ello fai que l'espectru presente línea d'absorción fuertes y de cutiu variables de dalgunos metales. Les estrelles Am más conocíes son Siriu (α Canis Majoris) y Cástor B (α Geminorum).
Con una temperatura efectivo de 7735 K, la lluminosidá de Tau3 Gruis ye 32 vegaes superior a la del Sol, siendo'l so radiu 3,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Tau4 Eridani
Tau4 Eridani (τ Eri / 16 Eridani) ye la octava estrella más brillosa de la constelación d'Eridanus. De magnitú aparente +3,66, alcuéntrase a 258 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Tau4 Eridani ye una xigante colorada de tipu espectral M3.5IIIb que la so temperatura superficial envalorada ye de 3575 K.
La so lluminosidá bolométrica —la mayor parte de la so radiación ye emitida como lluz infrabermeyo— ye 1110 vegaes superior a la del Sol.
La so temperatura y lluminosidá dexen evaluar el so diámetru, siendo ésti 87 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Coles mesmes, la midida del so diámetru angular, 10,71 ± 0,54 milisegundos d'arcu, da llugar a un valor pal so radiu 90 vegaes más grande qu'el del Sol, en concordanza col valor llográu d'alcuerdu a modelos teóricos.
Fai mediu millón d'años remató la fusión del so hidróxenu internu y paez tar a la fin d'una fase d'aumentu de rellumu que va rematar cola ignición del heliu del so nucleu internu.
Anque primeramente pensóse que yera una estrella variable irregular, darréu la so variabilidá foi cuestionada.
Tau4 Eridani forma un sistema binariu con una nana naranxa (denominada BD-22 584B) de magnitú +9,5 y tipu K0V, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 5,9 segundos d'arcu.
La distancia de BD-22 584B al respective del so brillosu compañera ye de más de 470 UA, emplegando más de 6500 años en completar una órbita alredor d'ella.
Tau5 Serpentis
Tau5 Serpentis (τ Serpentis / 18 Serpentis / HD 139225 / HR 5804) ye una estrella de magnitú aparente +5,94.
Alcuéntrase na constelación de Serpens en Serpens Caput, la cabeza de la culiebra.
Comparte la denominación de Bayer «Tau» con otros siete estrelles, siendo Tau5 Serpentis la más cercana al Sistema Solar, yá que s'atopa a 170 años lluz.
Asemeyáu a I Carinae o β Caeli, Tau5 Serpentis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F3V.
Como'l Sol funde hidróxenu en heliu, pero tien una temperatura efectivo considerablemente más elevada, 7136 ± 75 K.
Como otres estrelles calientes, rota considerablemente más apriesa que'l Sol. Ente que per debaxo de cierta temperatura, les estrelles xiren sobre sigo mesmes a una velocidá cercana a la del Sol (2 km/s), percima de cierta llende la velocidá de rotación aumenta sópito, llegando en delles estrelles calientes a superar los 300 km/s.
Tau5 Serpentis xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 104 km/s.
El so diámetru ye aprosimao'l doble del diámetru solar.
Tau5 Serpentis tien una masa un 452% mayor que la masa solar y la so edá envalorada ye de 1600 millones d'años.
Presenta una metalicidá inferior a la solar nun 35% ([Fe/H] = -0,20).
Tau7 Serpentis
Tau7 Serpentis (τ Ser / 22 Serpentis) ye un sistema estelar de magnitú aparente +5,80 na constelación de Serpens.
Comparte la denominación de Bayer «Tau» con otros siete estrelles —vease Tau Serpentis— y ye, ente elles, la segunda más cercana a nós dempués de Tau5 Serpentis.
La estrella primaria de Tau7 Serpentis ye una estrella blanca de tipu espectral A2m. 
ε Serpentis —nesta mesma constelación— y la brillosa Siriu A son exemplos d'esta clase d'estrelles.
Con una temperatura efectivo de 7809 ± 136 K, Tau7 Serpentis tien un radiu un 82% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 68 km/s.
La so masa ye alredor d'un 70% mayor que la masa solar y tien una edá averada de 700 millones d'años.
Munches estrelles Am davezu formen parte d'un sistema binariu.
Coles mesmes, la elevada lluminosidá de Tau7 Serpentis en rayos X —181 × 10 W— tamién suxuría la presencia d'una compañera estelar.
Asina, en 2011 afayóse'l so duplicidad, siendo la estrella secundaria 7,3 magnitúes menos brillosa que Tau7 Serpentis.
La separación visual ente les dos estrelles ye de 2,3 segundos d'arcu.
La compañera estelar ye una nana colorada de tipu M-tardíu.
Taygeta
Taygeta (19 Tauri / 19 Tau) ye una estrella que forma parte del cúmulu abiertu de les Pléyades na constelación de Tauru. La so magnitú aparente ye +4,29, la sesta más brillosa de les Pléyades, tando asitiada a 406 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El nome de Taygeta provién de la mitoloxía griega, siendo Táigete una de les Pléyades madre de Lacedemón.
Esta estrella foi mentada por Ovidiu y Virxiliu, llamada pol primeru Soror Pleiadum.
Pela so parte, el gobernante y astrónomu persa Ulugh Beg describir como «Pleiadum minima».
Taygeta ye un estrella binaria que les sos componentes, separaes 0,012 segundos d'arcu, tienen magnitú aparente +4,6 y +6,1.
La componente principal ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B6IV y 14.180 K de temperatura efectivo.
Tien una lluminosidá 600 vegaes mayor qu'el Sol y una masa de 4,5 mases solares.
Con un radiu 4,5 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de 133 km/s.
El so periodu de rotación ye inferior a 1,7 díes.
La separación media ente dambes componentes ye de 4,6 UA, siendo el so periodu orbital de 3,60 años (1313 díes). Una tercer estrella, muncho más alloñada a 2 minutos d'arcu, paez improbable que tea gravitacionalmente amestada al par interior, dada la trupa población d'estrelles na rexón. Si realmente tuviera rellacionada taría asitiada siquier a 9000 UA de Taygeta.
Tegmine
Tegmine o Tegmen (ζ Cnc / ζ Cancri / 16 Cancri) ye una estrella múltiple na constelación de Cáncer.
En llatín, la palabra "Tegmen" significa «el cascu» (del cámbaru) y, orixinalmente, representaba a tola constelación.
De magnitú aparente conxunta +4,64, el sistema estelar alcuéntrase a una distancia de 83 años lluz.
Tegmine puede ser resuelta como estrella doble con un pequeñu telescopiu; les dos estrelles son conocíes como Zeta Cancri y Zeta Cancri.
Felicidá duplicidá afayóse en 1756 por Johann Tobias Mayer. En 1781, William Herschel demostró que'l sistema yera triple al resolver los dos componentes qu'integren Zeta Cancri. Darréu, en 1831, John Herschel notó perturbaciones na órbita de Zeta Cancri, lo que llevó a Otto Wilhelm von Struve a postular, en 1871, la presencia d'una cuarta componente invisible estrechamente amestada al miembru observable de Zeta Cancri.
Observaciones recién resolvieron esta cuarta componente ya indicaron que pueden exitir una o dos componentes adicionales.
Tantu Zeta Cancri como Zeta Cancri son estrelles binaries. 
Los dos componentes de Zeta Cancri reciben los nomes de Zeta Cancri A y Zeta Cancri B.
Zeta Cancri A (HD 68257 / HR 3208) —la más brillosa con magnitú +5,63— ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura averada de 6200 K.
Ye 3,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so radiu ye un 60% más grande qu'el radiu solar.
Zeta Cancri B (HD 68255 / HR 3209) —dixebrada un segundu d'arcu de Zeta Cancri A— ye igualmente una nana mariella de tipu F9V y 6100 K.
Con una lluminosidá un 80% mayor que la lluminosidá solar, el so radiu entepasa nun 20% el del del Sol.
La masa combinao d'estos dos estrelles ye de 3 mases solares.
Completen una órbita cada 59,6 años, siendo la separación media ente dambes de 22,1 UA. Una moderada escentricidá fai que dicha separación varie ente 29 y 15 UA; el próximu periastru —mínima separación ente componentes— va tener llugar en 2048.
La segunda binaria, Zeta Cancri (HD 68256 / HR 3210), tópase separada visualmente 7,7 segundos d'arcu de Zeta Cancri. Les dos componente que lu integren, llamaes Zeta Cancri Ca y Zeta Cancri Cb, son nanes marielles de tipu G.
La separación real ente estos dos estrelles ye de 5 UA nuna órbita prácticamente circular, siendo'l periodu orbital de 17 años.
Zeta Cancri Cb, bien similar al Sol, tien una temperatura de 5600 K y una lluminosidá equivalente al 90% de la lluminosidá solar. Tien una masa de 0,9 mases solares.
El par Zeta Cancri CaCb orbita cada 1115 años alredor del par Zeta Cancri AB. La escentricidá de la órbita (y = 0,24) fai que la distancia ente los dos binaries varie ente 244 y 150 UA. La mínima separación ente elles tuvo llugar en 1970, y va haber qu'esperar más de 1000 años por que vuelva producise.
Tejat Posterior
Tejat Posterior (μ Geminorum / μ Gem / 13 Geminorum) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación de Xéminis, magar ostentar la denominación de Bayer «"Mu"», docena lletra del alfabetu griegu.
Comparte'l nome de "Tejat" con Tejat Prior (η Geminorum) y la palabra "Posterior" sirve pa estremala d'esta postrera, yá que visualmente dambes estrelles tán mui cerca.
Curiosamente los dos astros son similares pero nun tán físicamente rellacionaos: Tejat Prior, distante 232 años lluz del Sistema Solar, ta unos 120 años lluz más alloñada de nós que Tejat Prior.
La palabra Tejat provién de "Al Taḥāyī", términu anatómicu de Arabia.
Esta estrella tamién foi conocida como Nuhātai, nome de la casona llunar árabe de la que formaba parte xuntu a Alhena (γ Geminorum) y Tejat Prior.
Otres denominaciones que recibió son Calx —«talón» en llatín— o Pish Pai, ésti últimu nome d'orixe persa.
μ Geminorum señalaba la novena constelación eclíptica de Babilonia, "Arkū-sha-pu-o-mash-mashu", «la parte de tras de la boca de los ximielgos». 
En China, al pie de otres estrelles, formaba parte de la constelación china de Tsing.
Tejat Posterior ye una xigante colorada de tipu espectral M3III con una temperatura efectivo de 3650 K.
Con un radiu 104 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,48 UA, si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estiéndese hasta casi la metá de la órbita terrestre.
Relluma con una lluminosidá, una vegada considerada la radiación infrarroxo emitida, igual a la de 1540 soles.
Respectu al Sol, mover con una velocidá relativa cinco veces mayor que l'habitual.
Tien una masa averada de 3 mases solares y empecipió la so vida como una estrella de la secuencia principal de tipu B mediu.
Anguaño terminó la fusión nuclear tantu del hidróxenu como del heliu y ta evolucionando escontra una fase de más lluminosidá pa convertise nuna variable Mira.
Finalmente va dise escastando y va concluyir la so vida como una nana blanca masiva.
Tejat Posterior ye una estrella variable clasificada como variable irregular de tipu LB que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +2,75 a +3,02.
Paez esistir un periodu principal de 27 díes al pie de un segundu periodu, de muncha mayor duración, d'aprosimao 2000 díes.
Tejat Prior
Tejat Prior (η Geminorum / η Gem / 7 Geminorum) ye una estrella de magnitú aparente +3,32 na constelación de Xéminis. El términu "Tejat" provién d'una palabra árabe d'orixe desconocíu, ente que la palabra "Prior" diferencia a esta estrella de la vecina Tejat Posterior (μ Geminorum), visualmente a menos de 2º. Tamién la conoz col nome de Propus, d'orixe griegu, que'l so significáu ye «pie delanteru».
Tejat Prior ye una xigante colorada de tipu espectral M3IIIab y 3600 K de temperatura. Asitiada a 350 años lluz del Sistema Solar, relluma con una lluminosidá 2400 vegaes mayor que la del Sol. Tien un radiu 130 vegaes más grande qu'el radiu solar; si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie prácticamente llegaría hasta la órbita de Venus. Ye una estrella variable clasificada como semirregular, con un rellumu variable ente magnitú aparente +3,15 y +3,90 a lo llargo d'un periodu de 234 díes.
Al pie de la estrella principal, Tejat Prior A, dos estrelles más conformen el sistema estelar. A 7 UA de distancia, una compañera (probablemente de tipu espectral B) completa una órbita alredor de la estrella principal cada 8,2 años. Más alloñada, a 1,4 segundos d'arcu (qu'equivalen a una distancia mínima de 150 UA), alcuéntrase una segunda acompañante de tipu espectral F o G, Tejat Prior B, que'l so periodu orbital alredor del par interior ye cimeru a 700 años.
Tejat Prior yera la estrella más cercana a Uranu cuando ésti foi afayáu'l 13 de marzu de 1781 por William Herschel.
Theta Aquilae
Theta Aquilae (θ Aql / 65 Aquilae / HD 191692) ye una estrella binaria na constelación del Águila. Recibe'l nome, escasamente utilizáu, de Tseen Foo, deriváu del mandarín 天桴 "tiānfú", que significa «la balsa celestial». De magnitú aparente +3,24, alcuéntrase a 287 años lluz del Sistema Solar.
Catalogada como xigante de tipu B9.5III, Theta Aquilae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 17,123 díes. Los sos componentes tópense demasiáu próximes pa ser resueltes per aciu telescopiu, pero'l so duplicidá foi confirmada por interferometría. 
Asumiendo que la temperatura midida de 10.800 K correspuende a dambes componentes, la más brillosa de les dos tien una lluminosidá 370 vegaes mayor que la del Sol, un radiu de 5,5 radios solares y una masa de 3,7 mases solares. La componente menos brillosa ye 90 vegaes más lluminosa que'l Sol, con un radiu de 2,7 radios solares y una masa de 2,8 mases solares. Estos parámetros indiquen que mientres la estrella principal ye una subxigante, la so compañera claramente nun abandonó entá la secuencia principal. Tienen una edá averada de 200 millones d'años.
La distancia media ente dambes estrelles asitiar ente 0,24 y 0,28 UA, magar la escentricidá de la órbita fai que la separación bazcuye ente 0,10 y 0,39 UA. A diferencia de munches estrelles de tipu B, Theta Aquilae presenta una elevada metalicidá, un 60% superior a la del Sol.
Theta Arae
Theta Arae (θ Ara) ye una estrella asitiada na constelación d'Ara de magnitú aparente +3,66.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (4,01 ± 0,15 milisegundos d'arcu), a 813 ± 32 años lluz del Sistema Solar.
Theta Arae ye una superxigante azul de tipu espectral B2Ib.
Ye asemeyáu a Adhara (ε Canis Majoris) o a γ Arae, esta postrera nesta mesma constelación, pero menos lluminosa qu'éstes. Tien una temperatura efectivo de 18.500 K
El so diámetru angular ye de 4,0 × 10 segundos d'arcu, lo que correspuende a un diámetru unes 20 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 98 km/s, polo que dientro de la so clase puede considerar un «rotor rápidu». 
Theta Arae ye una estrella masiva, magar nun esiste consensu tocantes a la so masa; un estudiu da un valor de 8,9 ± 0,1 mases solares, ente qu'otru alza esta cifra hasta les 17 mases solares.
Theta Aurigae
Theta Aurigae (θ Aur / 37 Aurigae / HD 40312 / HR 2095) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación d'Auriga, dempués de Capella (α Aurigae) y Menkalinan (β Aurigae). Anque nun tien nome propiu habitual, en dalguna ocasión recibe los nomes de Bogardus o Mahasim.
Theta Aurigae ye un sistema estelar que s'atopa a 173 años lluz del Sistema Solar. El so componente principal (Theta Aurigae A) ye una estrella de tipu espectral A0p, indicando la lletra «"p"» que ye una estrella químicamente peculiar. Dientro d'esta clase d'estrelles, amuesa un campu magnéticu dipolar relativamente débil (≈ 1 kG).
Tien una temperatura efectivo de 10.160 K y ye 263 vegaes más lluminosa qu'el Sol. El so radiu ye 3,3 vegaes más grande qu'el radiu solar. Con una masa de 3,41 mases solares, tien una edá envalorada de 229 millones d'años.
Theta Aurigae B ye una estrella de tipu espectral G2V que ta siquier a 185 UA de la estrella principal. Visualmente dambes estrelles tán dixebraes 3,5 segundos d'arcu. Una tercer estrella de magnitú +11 a 49 segundos d'arcu ye namái una compañera óptica.
Theta Aurigae ye una estrella variable Alfa2 Canum Venaticorum. Nun periodu de 3,62 díes el so rellumu varia ente magnitú aparente +2,62 y +2,70.
Theta Canis Majoris
Theta Canis Majoris (θ CMa / 14 Canis Majoris / HD 50778 / HR 2574) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,09.
Ta asitiada a 252 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Theta Canis Majoris ye una de les numberoses xigantes naranxes visibles nel cielu nocherniegu.
De tipu espectral K4III, tien una temperatura efectivo de 4084 K.
El so radiu ye 30,1 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,14 UA.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 4,27 km/s.
La so masa ye aprosimao igual a la del Sol, pero ye una estrella muncho más vieya y evolucionada, siendo la so edá averada de 8110 ± 2370 millones d'años.
Theta Canis Majoris tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la solar nun 45% ([Fe/H] = -0,26).
Esta mesmu enclín reparar nel so conteníu relativo de carbonu, ente que los niveles de oxíxenu y nitróxenu son muncho más próximos a les solares.
Theta Capricorni
Theta Capricorni (θ Cap / 23 Capricorni / HD 200761) ye una estrella de la constelación de Capricorniu, la cabra de mar, la sesta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,06.
Visualmente alcuéntrase mediu grau al sur de la eclíptica, la llinia aparente por onde «transita» el Sol pol firmamentu a midida que la Tierra muévese alredor d'él.
Dacuando recibe'l nome de Dorsum, procedente del llatín «llombu», pola so posición relativa nel cuerpu de la cabra.
Alcuéntrase a 158 años lluz del Sistema Solar.
Theta Capricorni ye una estrella de la secuencia principal de tipu A, asitiada nel estremu caliente dientro del so tipu, con una temperatura superficial de 9620 K. De tipu espectral A1V, ye 52 vegaes más lluminosa que'l Sol. Del mesmu tipu espectral que Siriu, la so lluminosidá ye'l doble de la d'ésta, consecuencia de la so mayor masa, equivalente a 2,5 mases solares. La so edá envalórase en 360 millones d'años.
El so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar y tien una velocidá de rotación nel ecuador de siquier 114 km/s, que correspuende a un periodu de rotación de menos de 1,1 díes. El so espectru indica que ye rica en ciertos elementos pesaos (el so conteníu de siliciu ye'l doble que nel Sol y el de sodiu ye 10 vegaes mayor) anque deficitaria en heliu.
Theta Capricorni ye una binaria espectroscópica. La estrella acompañante emplega 840,6 díes en completar una órbita en redol a la estrella principal.
Theta Carinae
Theta Carinae (θ Car / HD 93030 / HR 4199) ye una estrella na constelación de Carina de magnitú aparente +2,74.
Alcuéntrase a 439 años lluz del Sistema Solar.
Theta Carinae ye una caliente estrella azul de la secuencia principal (tipu espectral B0Vp) que la so temperatura efectivo averada ye de 27.900 K.
La so lluminosidá equival a 16.600 soles y el so radiu ye 5,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación proyeutada, 177 km/s, da llugar a un curtiu periodu de rotación igual o inferior a 1,6 díes.
Catalogada como estrella peculiar —nótese la "p" nel so tipu espectral—, ye una estrella rica en siliciu.
Con una masa 15 vegaes mayor que la masa solar, va rematar la so vida como una espectacular supernova.
Theta Carinae ye miembru del cúmulu abiertu IC 2602, la so distancia al respective de nós y el so movimientu al traviés del espaciu asina lu acoten.
Esta clase d'estrelles —ente les que Theta Carinae ye l'exemplu más brillosu— tendríen de tar más avanzaes nel so evolución dada la so elevada masa; munches d'elles son la resultancia de la fusión de dos estrelles distintes.
Theta Cassiopeiae
Theta Cassiopeiae (θ Cas / 33 Cassiopeiae / HD 6961) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +4,34. Recibe'l nome de Marfak, que remanez de la palabra árabe pa «coldu», tamién usáu pa designar a la vecina μ Cassiopeiae.
A 137 años lluz de distancia, Theta Cassiopeiae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V y 7940 K de temperatura. La so lluminosidá ye 25 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar. Con una edá de 800 millones d'años, la so masa envalórase llixeramente percima de 2 mases solares. La so velocidá de rotación, superior a 103 km/s, ye unes 50 vegaes mayor que la del Sol, emplegando menos de 1,3 díes en completar una vuelta.
Catalogada como posible estrella variable —del tipu Delta Scuti—, la variabilidá de Theta Cassiopeiae nun foi confirmada. Igualmente puede ser una binaria espectroscópica, pero nun pudo resolvese per aciu interferometría de moteáu. Con una metalicidá cimera a la solar nun 40%, ye candidata a que pueda tar arrodiada —como Denébola (β Leonis) o η Corvi— d'un discu circumestelar emisor de radiación infrarroxo.
Theta Cephei
Theta Cephei o Al Kidr (θ Cep, θ Cephei), ye una estrella blanca tipu A con una magnitú aparente de +4.21 na constelación de Cefeo. 
Theta Cephei ye una estrella binaria espectroscópica asitiada aprosimao a 135 años lluz.
La tradición astrolóxica árabe noma a esta estrella al pie de η Cep como Al Kidr de significáu desconocíu.
En chinu, (), significa'l gabitu celeste, refiriéndose a un asterismo formáu poles estrelles 4 Cephei, HD 194298, η Cephei, α Cephei, ξ Cephei, 26 Cephei, ι Cephei and ο Cephei. Arriendes d'ello, θ Cephei, ye conocida como (, La tercer estrella del gabitu celeste.).
Theta Columbae
Theta columbae, conocida col nome árabe Al Ḳurūd (ألقرد - al-qird) que'l so significáu ye "el macacu" ye una estrella subxigante azul asitiada na rexón celeste correspondiente a la constelación de la palombu na área meridional a Orión y Llebre.
La tradición astrolóxica árabe noma a esta estrella xuntu col conxuntu formáu por ζ CMa, λ CMa, γ Col, δ Col, κ Col, λ Col, μ Col y ξ Col como "los macacos" o Al Ḳurūd (ألقرد - "al-qird")
Theta Coronae Borealis
Theta Coronae Borealis (θ CrB / 4 Coronae Borealis / HD 138749) ye una estrella na constelación de Corona Boreal. Ye la cuarta estrella más brillosa de dicha constelación, dempués de Alphecca (α Coronae Borealis), Nusakan (β Coronae Borealis) y γ Coronae Borealis. La so magnitú aparente ye +4,14 y alcuéntrase a 311 años lluz del Sistema Solar.
Theta Coronae Borealis ye una estrella binaria que les sos dos componentes tán dixebraes apenes 1 segundu d'arcu. La estrella principal, Theta Coronae Borealis A, ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B6. La so temperatura envalorada ye de 14.000 K y la so lluminosidá ye 380 vegaes mayor que la del Sol. La característica más notable de Theta Coronae Borealis A ye'l so enorme velocidá de rotación, de siquier 393 km/s. Emplega tan solo 10 hores en completar una vuelta, a diferencia del Sol qu'emplega 25 díes en faelo. Les estrelles que xiren tan apriesa producen un discu de gas al so alredor que xenera radiación, siendo llamaes estrelles Be; munches d'elles son amás variables eruptives tipo Gamma Cassiopeiae. Theta Coronae Borealis A amosó un amenorgamientu nel so rellumu d'un 50% en 1970, pa dempués amosar una serie de fluctuaciones na so lluminosidá. Anguaño traviesa una fase d'estabilidá.
La componente secundaria del sistema, Theta Coronae Borealis B, apenes ta estudiada. La so magnitú aparente ye +6,6. En función de la so magnitú absoluta ye probable que sía una estrella de tipu A2. 
Theta Crateris
Theta Crateris (θ Crt / 21 Crateris / HD 100889 / HR 4468) ye una estrella de la constelación Crater de magnitú aparente +4,60.
D'alcuerdu al Bright Star Catalogue ye la cuarta estrella más brillosa na constelación, superada por Labrum (δ Crateris), Alkes (α Crateris), γ Crateris y β Crateris.
De tipu espectral B9Vn, Theta Crateris ye, al igual qu'el Sol, una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu nel so interior.
Sicasí, a diferencia de la nuesa estrella, la so temperatura superficial ye considerablemente más elevada, ente 11.280 y 12.100 K —la cifra varia según la fonte consultada—.
Relluma con una lluminosidá 182 vegaes superior a la del Sol.
Tien un diámetru calculáu a partir de la midida del so diámetru angular, 0,334 milisegundos d'arcu— 3,4 vegaes más grande qu'el diámetru solar y rota con una velocidá de rotación proyeutada ente 180 y 235 km/s. 
Ye una estrella asemeyada a Markab (α Pegasi) y Al Thalimain Prior (λ Aquilae), pero la so distancia respeutu al Sistema Solar, 305 años lluz, ye más del doble qu'el d'éstes. 
Theta Crucis
Theta Crucis (θ Cru) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de la Cruz del Sur:
Theta Delphini
Theta Delphini (θ Del / 8 Delphini) ye una estrella na constelación del Delfín de magnitú aparente +5,70.
Theta Delphini ye una superxigante naranxa de tipu espectral K3I.
La so temperatura superficial ye de 4080 K y relluma con una lluminosidá bolométrica casi 3250 vegaes superior a la del Sol.
Con un radiu 310 vegaes más grande qu'el radiu solar, si tuviera nel llugar del Sol la so superficie estenderíase más allá de la órbita de la Tierra.
Xira sobre sigo mesma bien adulces, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 3,0 km/s.
Theta Delphini ye una estrella alloñada que la so distancia respectu al Sistema Solar nun ye bien conocida; anque d'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, taría asitiada a 620 pársecs —col considerable grado d'erru que lleva implícita felicidá midida—, otru estudiu asitiar a 480 ± 137 pársecs (1565 años lluz).
La so cinemática asitiar dientro del grupu de mozos xigantes y superxigantes con edaes entendíes ente dellos millones y unos pocos cientos de millones d'años.
Theta Draconis
Theta Draconis (θ Dra / 13 Draconis / HD 144284) ye una estrella de la constelación de Draco (el dragón) de magnitú aparente +4,01. Alcuéntrase a 68 años lluz del Sistema Solar.
Theta Draconis ye una subxigante de tipu espectral F8IV con una temperatura de 6290 K y una lluminosidá 8,6 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu, calculáu a partir de la midida del so diámetru angular, ye 2,5 vegaes mayor qu'el radiu solar y la so metalicidá ye'l 85% de la del Sol. La so velocidá de rotación nel ecuador ye estraordinariamente alta, de siquier 28 km/s —nun se conoz l'enclín de la so exa al respective de nós—, lo que resulta nun periodu de rotación inferior a 4,5 díes.
Theta Draconis ye una binaria espectroscópica colos sos dos componentes bien próximes ente sigo. El periodu orbital ye de namái 3,0708 díes; per aciu técniques infrarroxes sábese que la órbita ye pocu escéntrica y que les mases de les estrelles son 1,21 y 0,46 vegaes la masa solar pa la componente principal y secundaria respectivamente. Ésta última sería una nana colorada de tipu M2, orbitando a apenes 0,05 UA, equivalente a un 13% de la distancia ente Mercuriu y el Sol. L'alta velocidá de rotación reparada na estrella principal pue tar causada por efecto de marea que provocaron que la rotación sía síncrona; nesi casu'l periodu de rotación sería de 3,07 díes.
Theta Eridani
Encamar (Theta Eridani / θ Eri) (del árabe "Akhir an-nahr", "el final del ríu"), ye una estrella doble asitiada na constelación d'Eridanus.
La estrella principal, θ1 , ye de magnitú +3,18 y pertenez a la clase espectral A4. La so compañera, θ2 , alcuéntrase a una distancia 8,2’’, ye de clase espectral A1 y tien una magnitú de +4,11 .
Theta Herculis
Theta Herculis (θ Her / 91 Herculis / HD 163770) ye una estrella na constelación d'Hércules de magnitú aparente +3,85.
Alcuéntrase aprosimao a 750 años lluz del Sistema Solar,
Theta Herculis ye una xigante naranxa de tipu espectral K1II con una temperatura efectivo de 4320 K. 2400 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ye considerada una xigante lluminosa, distinta por tantu a la mayor parte de les xigantes naranxes observables nel cielu nocherniegu —como por casu Pólux (β Geminorum)—.
Temperatura y lluminosidá dexen evaluar el so radiu, 87 vegaes más grande qu'el radiu solar, valor percima del llográu a partir de la midida directa del so diámetru angular —78 radios solares—.
La so velocidá de rotación proyeutada, 5,4 km/s, indica que el so periodu de rotación ye, a lo más, de 780 díes.
Con una masa ente 5,5 y 6,5 mases solares, tien una edá entendida ente 55 y 78 millones d'años.
Theta Herculis ye una estrella rica en cianóxenu (CN), implicando que los elementos creaos apocayá por fusión nuclear nel so nucleu algamen la superficie estelar.
Magar los altos conteníos de carbonu y nitróxenu, la so composición química amuesa un conteníu metálico relativamente baxu, en redol al 60% del esistente nel Sol.
Theta Hydrae
Theta Hydrae (θ Hya / HD 79469 / HR 3665) ye una estrella na constelación de la Hidra de magnitú aparente +3,88.
Alcuéntrase a 129 años lluz del Sistema Solar.
Theta Hydrae ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V, asemeyáu a β Sculptoris o ζ Coronae Australis.
Tien una temperatura efectivo de 10.099 ± 145 K y, a partir de la midida del so diámetru angular —0,490 milisegundos d'arcu—, puede conocese el so radiu, que ye aprosimao'l doble qu'el radiu solar.
Como otres estrelles asemeyaes, xira sobre sigo mesma rápido, con una velocidá de rotación de siquier 82 km/s, unes 40 vegaes más apriesa qu'el Sol.
El so campu magnéticu efectivu y</sub» ye de 126 G.
Tocantes a la so composición elemental, tien una metalicidá claramente inferior a la solar, con una bayura relativa de fierro en redol al 40% de la solar ([Fe/H] = -0,42).
Otru estudiu, sicasí, señala un conteníu metálico menos desemeyáu, con niveles de sodiu y fierro en redol a los valores solares.
Theta Hydri
Theta Hydri (θ Hyi / HD 19400 / HR 939) ye una estrella de magnitú aparente +5,50 na constelación de Hydrus, distante unos 525 años lluz del Sistema Solar. Nun tien de confundir se con Theta Hydrae (θ Hya), na constelación d'Hidra.
Theta Hydri ye una estrella binaria que les sos componentes, separaes 0,1 segundos d'arcu, tienen caúna magnitú +6,3. La primera d'elles ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B3V y la segunda ye una subxigante blanca de tipu A0IV. Caúna d'elles ye unes 145 vegaes más lluminosa qu'el Sol, siendo la temperatura efectivo del sistema de 13.350 K.
Theta Hydri ta catalogada como una estrella Bw, una estrella con llinies de heliu débiles nel so espectru. La bayura d'elementos llixeros ye llixeramente inferior a la del Sol; por casu, el conteníu en azufre ye unes 2,5 vegaes menor que na nuesa estrella. Otra manera, los elementos pesaos son muncho más abondosos que nel Sol; el conteníu en fierro ye 6 vegaes mayor que la solar, y los conteníos en manganesu, estronciu, itriu y circoniu son unes 100 vegaes más altos. Los elementos de tierres rares son unes 1000 vegaes más abondoses que nel Sol.
Theta Indi
Theta Indi (θ Ind / HD 202730 / HR 8140) ye una estrella binaria na constelación d'Indus. De magnitú aparente +4,40, ye la tercera estrella más brillosa na constelación, superada namái por α Indi y β Indi. Alcuéntrase a 97 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Theta Indi ye una binaria visual que les sos componentes topar dixebraes anguaño 6,3 segundos d'arcu.
Theta Indi A, la estrella principal, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A5V que les sos carauterístiques son bien similares a les d'Alcor (80 Ursae Majoris).
Tien una temperatura efectivo de 7870 K y una lluminosidá 14 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu equivalente al doble del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 136 km/s.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
La so edá envalórase nunos 400 millones d'años. A diferencia d'estrelles como Denébola o ζ Leporis, nun se detectó un escesu significativu na radiación infrarroxo emitida por Theta Indi, lo qu'en principiu refuga la esistencia d'un discu circumestelar al so alredor.
Theta Indi B, la componente secundaria del sistema, tien magnitú aparente +7,2 y el so tipu espectral pue ser A7V o G0V. 
Theta Librae
Theta Librae (θ Lib / 46 Librae / HD 142198 / HR 5908) ye una estrella na constelación de Llibra de magnitú aparente +4,14.
El asterismo chinu Hanse, qu'alude a un distritu de dichu país, engloba a esta estrella al pie de ε, ζ, η y ξ Librae.
Alcuéntrase a 163 años lluz del Sistema Solar.
Theta Librae ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4760 K.
Tien un diámetru 15 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular —2,17 milisegundos d'arcu—, y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 3,06 km/s.
Relluma con una lluminosidá 76 vegaes mayor que la del Sol.Tien una masa envalorada ente 1,8 y 2,1 mases solares, pero nun esiste unanimidá tocantes a la so edá; ente que un estudiu señala una edá de 2990 millones d'años, otru amenorga esta cifra a pocu más de 1000 millones d'años.
Theta Librae ye una estrella de baxa metalicidá; la so bayura relativa de fierro ta entendida ente'l 50% y el 60% de la que tien el Sol.
Esti empobrecimientu ye patente na mayor parte de los elementos, como por casu magnesiu, titaniu, níquel o vanadiu; sicasí, la bayura relativa de sodiu ye comparable a la solar.
Theta Microscopii
Theta Microscopii (θ Microscopii) puede referise a dos estrelles distintes de la constelación de Microscopium:
Theta Ophiuchi
Theta Ophiuchi (θ Oph / 42 Ophiuchi / HD 157056) ye una estrella na constelación de Ophiuchus. De magnitú aparente +3,25, ta asitiada a 563 años lluz del Sistema Solar.
Xuntu a ξ Ophiuchi en Sogdiana yera conocida como Wajrik, el magu. Estos dos estrelles y η Ophiuchi recibíen los nomes coptos de Tshiō, la culiebra, y Aggia, el magu.
Theta Ophiuchi ye una caliente subxigante azul de tipu espectral B2 IV que la so temperatura superficial algama los 22.500 K.
Considerando una importante cantidá d'enerxía emitida como lluz ultravioleta, la so lluminosidá ye 11.500 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 7,3 vegaes más grande qu'el del Sol y rota con una velocidá proyeutada de 31 km/s —magar el valor real pue ser significativamente mayor—, implicando un periodu de rotación igual o inferior a 11 díes.
Como subxigante que ye, ta terminando la fusión del so hidróxenu internu, y nun futuru va evolucionar escontra una xigante colorada de tamañu considerablemente mayor.
La so masa, ente 9 y 10 mases solares, asitiar na llende ente les estrelles que conclúin los sos díes como nanes blanques masives y aquelles qu'acaben españando.
Theta Ophiuchi ye una estrella variable Beta Cephei, siendo Murzim (β Canis Majoris ) y Hadar (β Centauri) dos exemplos notables dientro d'esti grupu. El rellumu de Theta Ophiuchi bazcuya 0,04 magnitúes nun curtiu periodu de 3,37 hores.
Coles mesmes, Theta Ophiuchi ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 11,44 díes. La estrella acompañante ta dixebrada 0,25 ~UA de la estrella principal.
Puede haber una o dos estrelles más acomuñaes al sistema.
Theta Persei
Theta Persei (θ Per / 13 Persei / HD 16895 / HR 799) ye una estrella binaria na constelación de Perséu.
Asitiada a 36,6 años lluz del Sistema Solar, tien magnitú aparente +4,12.
La componente principal del sistema, Theta Persei A (GJ 107 A), ye una nana mariella de tipu espectral F7V con una temperatura efectivo de 6238 - 6350 K —el valor varia según la fonte consultada—, aprosimao 520 K cimera a la del Sol.
Relluma con una lluminosidá 2,44 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so cercanía al Sistema Solar dexó midir directamente'l so diámetru angular y calcular el so diámetru, resultando ser ésti un 30% mayor qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 6 y 9 km/s, lo que da llugar a un periodu de rotación inferior a 11 díes.
La so masa ye un 25% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada de 1150 millones d'años.
El so metalicidá, bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el hidróxenu, ye comparable a la solar ([Fe/H] = +0,06). Coles mesmes, les bayures relatives d'otros elementos —sodiu, magnesiu, aluminiu, siliciu o azufre— son bien asemeyaos a les atopaes nel Sol.
Theta Persei B (GJ 107 B) ye una nana colorada de tipu espectral M1.5V que la so masa envalorada asitiar ente'l 43% y el 51% de la masa solar. Visualmente a 20,5 segundos d'arcu de la so compañera, la separación media ente dambes estrelles ye llixeramente menor de 250 UA —unes 8 vegaes la distancia qu'hai ente Neptunu y el Sol—, siendo'l periodu orbital de 2720 años.
La órbita del sistema ye moderadamente escéntrica (ε = 0,13), polo que dicha separación varia ente 216 y 280 UA.
El periastru —mínima distancia ente los dos componentes— tuvo llugar en 1613 y el apoastru va asoceder nel añu 2970.
Theta Piscium
Theta Piscium (θ Psc / 10 Piscium) ye una estrella na constelación de Piscis de magnitú aparente +4,28.
Nun tien nome propiu habitual, pero na astronomía china, xuntu a Fum al Samakah (β Piscium), γ Piscium, ι Piscium y ω Piscium, formaba Peih Leih, «el rescamplu».
Theta Piscium ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4699 K y ye 51 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 2,00 ± 0,02 milisegundos d'arcu; ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 10,5 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Theta Piscium presenta una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— daqué menor que la solar ([Fe/H] = -0,10).
Otros elementos como sodiu, aluminiu y siliciu presenten unos niveles comparativamente iguales a los de fierro, magar Theta Piscium paez ser daqué deficitaria en bariu ([Ba/Fe] = -0,14).
Theta Sculptoris
Theta Sculptoris (θ Scl) ye una estrella na constelación de Sculptor de magnitú aparente +4,67. Alcuéntrase a 71 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Theta Sculptoris ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F5V o F4V, con una temperatura efectivo de 6425 K. Al igual que nel Sol, la so enerxía provién del tresformamientu nel so interior del hidróxenu en heliu, pero ye 3,4 vegaes más lluminosa que la nuesa estrella, consecuencia de la so mayor masa, un 25% superior a la masa solar.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de les componentes del sistema Diadem (α Comae Berenices) o a les de ψ Capricorni.
Tien un radiu un 40% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma a una velocidá de rotación proyeutada de 5 km/s, siendo dichu valor la so llende inferior.
La metalicidá de Theta Sculptoris, espresada como la bayura relativa de fierro, ye daqué inferior a la solar, equivalente a un 76% de la mesma ([Fe/H] = -0,10).
Los niveles d'otros elementos como aluminiu, sodiu, siliciu o titaniu siguen el mesmu enclín.
Como la mayor parte de les estrelles de la nuesa redolada, Theta Sculptoris ye una estrella del discu finu.
Theta Tauri
Theta Tauri (θ Tau) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Tauru:
Dambes estrelles, visualmente separaes 5,6 minutos d'arcu, formen parte del cúmulu de les Híades pero piénsase que nun formen un verdaderu sistema binariu.
Theta Trianguli Australis
La estrella Theta Trianguli Australis ye una estrella allugada na constelación de Triangulum Australe y ye una estrella xigante del tipu-G y ye de clase espectral G8 . θ Trianguli Australis tien una temperatura superficial de 5.570°K y una lluminosidá 54,7 vegaes la del Sol
Theta Ursae Majoris
Theta Ursae Majoris (θ Ursae Majoris / θ UMa / 25 UMa) ye una estrella de magnitú aparente +3,17 na constelación del sietestrellu.
Recibe los nomes, pocu habituales, de Al Haud y Sarir. 
Per otra parte, en China yera conocida —xuntu a υ Ursae Majoris y φ Ursae Majoris— como Wan Chang, «el llume lliterario».
Alcuéntrase a 44 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Theta Ursae Majoris ye una estrella doble que les sos componentes —Theta Ursae Majoris A y B— tán dixebraes 4,1 segundos d'arcu. Anque nun se pudo reparar movimientu orbital dalgunu, les dos estrelles muévense xuntes al traviés del espaciu, polo que lo más probable ye qu'esista una rellación física ente elles.
La separación real ente elles pue ser de 94 UA.
Theta Ursae Majoris A ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F6IV que'l so diámetru ye aprosimao'l doble de la solar. La so temperatura de 6370 K y la so lluminosidá, 7,6 vegaes mayor que la del Sol, dexen envalorar la so masa en redol a 1,5 - 1,6 mases solares. El so metalicidá ye inferior a la del Sol, en redol a un 60% de la mesma.
Theta Ursae Majoris A ye, de la mesma, una binaria espectroscópica, con un periodu orbital de namái 371 díes.
Theta Ursae Majoris B ye una nana colorada tenue de magnitú +13,8. De tipu espectral M6V, ye una estrella de baxa masa (alredor del 15% de la masa solar).
Theta Virginis
Theta Virginis (θ Vir / 51 Virginis) ye una estrella múltiple na constelación de Virgu de magnitú aparente +4,38.
Coles mesmes, na astronomía china yera, al pie de otra estrella güei desconocida, Ping Taou, «el camín llanu».
El sistema, distante 136 años lluz del Sistema Solar, consta de trés estrelles, Theta Virginis A, Theta Virginis B y Theta Virginis C.
Theta Virginis A ye, de la mesma, una estrella binaria, siendo denominaes los dos componentes Theta Virginis Aa y Ab.
La primera d'elles ye una subxigante blanca de tipu espectral A1IV con una temperatura superficial de 9450 K.
Ye 135 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una masa de 2,5 mases solares.
Con un radiu 4,3 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 13 km/s, siendo el so periodu de rotación inferior a 16 díes.
Pela so parte, Theta Virginis Ab ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A5V.
Con una temperatura efectivo de 8300 K, la so lluminosidá ye 14 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien una masa de 1,85 mases solares y el so radiu ye un 20% más grande qu'el del Sol.
La metalicidá de dambes estrelles ye un 40% inferior a la solar
La separación media ente Theta Virginis Aa y Ab ye de 39 UA y el so periodu orbital ye de 116 díes.
Theta Virginis B tien magnitú +9,4 y ta dixebrada visualmente 7 segundu d'arcu segundos d'arcu de Theta Virgins A.
Anque nel pasáu foi-y atribuyíu un color violeta, güei sábese que ye una nana mariella de tipu G0 non bien distintu al Sol, siendo un 40% más lluminosa qu'ésti.
Alcuéntrase a una distancia de 690 UA al respective de la binaria Aa-Ab y emplega más de 7800 años en completar una órbita en redol a ella.
Ye una nana mariella de tipu G8V —paecida a ξ Bootis o 41 Arae— que tarda siquier 230.000 años en dar una vuelta alredor de los trés estrelles interiores.
Theta1 Crucis
Theta1 Crucis (θ Cru / HD 104671 / HR 4599) ye una estrella binaria na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente +4,30.
Comparte la denominación de Bayer «"Theta"» con θ Crucis, dambes estrelles separaes visualmente 12,5 minutos d'arcu.
Theta1 Crucis ye una binaria espectroscópica —la so duplicidá foi establecida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 24,48 díes. La órbita ye notablemente escéntrica (ε = 0,61).
El tipu espectral conxuntu ye Am, onde la "m" indica que ye una estrella con llinies metáliques. Éstes son estrelles que'l so espectru presenta llinies d'absorción fuertes de dalgunos metales y débiles d'otros. Esta composición anómala produzse porque dalgunos elementos qu'absuerben meyor la lluz xuben escontra la superficie ente qu'otros fúndense pola fuerza de la gravedá.
Esti efectu namái tien llugar namái si la velocidá de rotación ye baxa, como nel casu de sistemes binarios onde la rotación de les componentes ralentizóse por cuenta de la fuerza de marea.
La brillosa Siriu, Cástor B o Mizar B son trés de les estrelles más conocíes d'esta clase.
Theta1 Crucis alcuéntrase a 230 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Theta1 Microscopii
Theta1 Microscopii (θ Mic / HD 203006 / HR 8151) ye una estrella de la constelación de Microscopium. De magnitú aparente +4,78, ye la tercera más brillosa de la constelación detrás de γ Microscopii y ε Microscopii, siendo'l so rellumu llixeramente mayor qu'el de α Microscopii. Comparte la denominación de Bayer "Theta" con Theta2 Microscopii, ésta última unes tres veces más alloñada que Theta1 Microscopii, que s'atopa a 187 años lluz del Sistema Solar.
Theta1 Microscopii ye una estrella blanca de tipu espectral A2pCrEuSr. La "p" indica que ye una estrella A peculiar. Estes estrelles caracterizar por tener campos magnéticos intensos y espectros con llinies especialmente fuertes de ciertos elementos químicos, que la so intensidá varia cola rotación de la estrella. En Theta1 Microscopii destaquen les llinies debíes a cromu, europiu, estronciu y magnesiu, que varien col so periodu de rotación de 2,12 díes. Catalogada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, el so rellumu varia 0,12 magnitúes nun periodu de 2,12 díes. El prototipu d'estes variables ye la componente principal de Cor Caroli (α Canum Venaticorum).
La temperatura superficial de Theta1 Microscopii ye de 9750 K. Con una lluminosidá 33 vegaes mayor que la del Sol, la so masa ye de 2,3 mases solares. Tien una edá envalorada de 275 millones d'años.
Theta1 Tauri
Theta1 Tauri (θ Tau / 77 Tauri / HD 28307) ye una estrella na constelación de Tauru miembru del cúmulu de les Híades.
Comparte la denominación de Bayer «"Theta"» con Theta2 Tauri, tando les dos estrelles separaes visualmente 337 segundos d'arcu; sicasí, la distancia esistente ente elles —unos 4 años lluz—, paez refugar que formen un verdaderu sistema binariu.
Theta1 Tauri tien magnitú aparente +3,85 y alcuéntrase a 153 años lluz del Sistema Solar.
Ye una xigante naranxa de tipu espectral K0IIIb con una temperatura superficial de 4930 K. Ye una de los cuatro xigantes naranxes de les Híades, xuntu a Ain (ε Tauri), Hyadum I (γ Tauri) y Hyadum II (δ Tauri).
Relluma con una lluminosidá 55 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu 11,7 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación ye de 3,9 km/s, dando llugar a un llargu periodu de rotación de 144 díes.
Tien una masa averada de 2,5 mases solares y la so edá, envalorada en 640 millones d'años, concuerda cola edá del cúmulu al que pertenez.
Theta1 Tauri ye una estrella binaria, onde la estrella acompañante probablemente ye una nana mariella de tipu F8V con una temperatura d'aprosimao 6200 K y el doble de la lluminosidá solar.
Un 20% más masiva que'l Sol, completa una órbita alredor de la xigante naranxa cada 16,3 años. Anque la separación media ente dambes componentes ye de 10,3 ~ UA, la notable escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 4,4 y 16 UA. El planu orbital ta casi na llinia de visión, inclináu 88º respectu al planu del cielu.
Theta2 Crucis
Theta2 Crucis (θ Cru) ye una estrella na constelación de la Cruz del Sur de magnitú aparente +4,72.
Comparte la denominación de Bayer «"Theta"» con Theta1 Crucis, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 12,5 minutos d'arcu.
Nun tán físicamente rellacionaes, pos mientres Theta2 Crucis alcuéntrase a 854 ± 78 años lluz del Sistema Solar, Theta1 Crucis tópase unos cuatro vegaes más cerca.
Theta2 Crucis ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B2IV.
La so temperatura superficial ye de 21.150 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ye 7733 vegaes superior a la del Sol.
Con un radiu 5,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s.
Tien una masa envalorada ente 8,9 y 9,5 mases solares, polo que ta na llende que dixebra aquelles estrelles qu'acaben la so vida españando como supernoves, d'aquelles que, de forma menos violenta, escastar como nanes blanques masives.
Theta2 Crucis ye una binaria espectroscópica —la so duplicidá foi establecida pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales— con un periodu orbital de 3,428 díes.
Anque nel pasáu foi catalogada como variable Beta Cephei, güei dicha variabilidá ta refugada.
Igualmente pensóse que podía formar parte de la Asociación estelar Scorpius-Centaurus pero güei considerar miembru del «Cinturón de Gould», aníu parcial d'estrelles masives de recién formación d'unos 3000 años lluz de diámetru.
Theta2 Tauri
Theta2 Tauri (θ Tau / 78 Tauri / HD 28319) ye una estrella na constelación de Tauru.
Con magnitú aparente +3,41, ye'l miembru más brillosu del cúmulu de les Híades.
Comparte la denominación de Bayer «"Theta"» con Theta1 Tauri, tando les dos estrelles separaes visualmente 5,6 minutos d'arcu; sicasí, la distancia esistente ente elles —unos 4 años lluz—, paez refugar que formen un verdaderu sistema binariu.
Theta2 Tauri alcuéntrase a 150 años lluz del Sistema Solar.
Theta2 Tauri ta catalogada como una xigante blanca de tipu espectral A7III, anque los sos parámetros físicos —vease más embaxo afáense más a los d'una subxigante.
Con una temperatura superficial de 7880 K, relluma con una lluminosidá 69 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 3,9 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 78 km/s, lo que trai un periodu de rotación igual o inferior a 2,5 díes.
Per otra parte, ye una variable Delta Scuti con dolce periodu estremaos que van de 1,64 a 2,22 hores; la fluctuación de rellumu ye de 0,07 magnitúes.
Tien una masa averada de 2,4 mases solares y la so edá, envalorada en 670 millones d'años, concuerda aprosimao cola edá de les Híades.
Theta2 Tauri tien una compañera, tamién de tipu A, que la so lluminosidá ye 19 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so radiu ye tres veces más grande qu'el del Sol y tien una masa de 1,8 mases solares.
La separación media ente les dos estrelles ye de 0,86 UA pero la notable escentricidá de la órbita fai qu'ésta varie ente 0,23 y 1,3 UA.
Thuban
Thuban (Alfa Draconis / α Dra / 11 Draconis) ye una estrella na constelación del Dragón.
Tien magnitú aparente +3,67 y, magar ostentar la denominación de Bayer «Alfa», ye namái la octava estrella más brillosa na constelación.
Ta asitiada a 309 años lluz del Sistema Solar.
El nome de Thuban provién del árabe ثعبان ("Th'uban", «la cabeza de la culiebra»). Este yera'l nome que los antiguos astrónomos árabes usaben pa tola constelación del Dragón, y a esta estrella posiblemente llamar Adib ("Al Dhi’bah", «la hiena»).
Fai unos 4800 años Thuban foi la Estrella Polar nel hemisferiu norte, como anguaño ser Polaris (α Ursae Minoris). Debíu al movimientu de precesión, la oscilación periódica de la exa de la tierra, pasu ente pasu dexó de marcar el norte terrestre. Escontra'l 1900 e.C. la estrella Kochab (β Ursae Minoris) empezó a sustituyir a Thuban como Estrella Polar.
Escontra Thuban taben empobinaes les pirámides de Gizeh, en Exiptu, cuando fueron construyíes.
Thuban ye una xigante caliente de tipu espectral A0III con una temperatura superficial de 9840 K.
Ye 300 vegaes más lluminosa que'l Sol y La midida de la so 
diámetru angular —0,571 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru real, 5,8 vegaes más grande qu'el del Sol.
El so conteníu metálico ye daqué cimeru a la solar ([Fe/H] = +0,12).
Acordies con la so condición de xigante, nel so nucleu terminó la fusión de hidróxenu en heliu.
Thuban ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so naturaleza binaria establecióse pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. Nada se sabe de la estrella acompañante, sacantes tarda 51,417 díes en completar una órbita alredor del so brillosu compañera.
Torcularis Septentrionalis
Torcularis Septentrionalis (ο Piscium / ο Psc / 110 Piscium / HD 10761) ye una estrella na constelación de Piscis asitiada a pocu más de 1,5º al sur de la eclíptica.
El so nome, del llatín "torculāris septentriōnālliriu", significa «de la prensa (de vinu o aceite d'oliva) del norte».
De magnitú aparente +4,27, alcuéntrase a 258 años lluz del Sistema Solar.
Torcularis Septentrionalis ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo ente 4.952 K y 5.025 K.
Ye 135 vegaes más lluminosa que nuesu Sol y tien un diámetru 13 vegaes más grande qu'el diámetru solar, xirando sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4,46 km/s.
Torcularis Septentrionalis ye, como'l Sol, una estrella del discu finu y nun tien nenguna compañera estelar conocida.
Con una masa 3,0 vegaes mayor que la masa solar, la so edá cífrase ente 338 y 460 millones d'años.
Triángulu de branu
El Triángulu de branu o Triángulu branizu, ye un asterismu (o "seudoconstelación") que dibuxa un triángulu imaxinariu nel hemisferiu norte de la esfera celeste, los sos vértices son les estrelles Altair, Deneb y Vega, y coneuta les constelaciones Aquila, Cygnus y Lyra repeutivamente.
L'asterismu trazóse a finales de los años veinte pol astrónomu Owald Thomas quien referíase a estes estrelles como'l “Gran Triángulu” y en 1934 pasó a llamase'l Triángulu de branu.
Alcuéntrase asitiáu percima de llatitúes del mediu norte mientres los meses de branu, pero tamién puede vese mientres la primavera bien ceo pela mañana. En seronda el triángulu ye visible pela tarde hasta payares. Dende'l hemisferiu sur apaez invertíu y cerca del horizonte mientres los meses d'iviernu.
TT Arietis
TT Arietis (TT Ari / BD+14 341 / PLX 434.01) ye una estrella variable na constelación zodiacal d'Aries.
Ye una de les variables más peculiares del cielu nocherniegu, siendo'l so magnitú aparente habitual +10,5.
Alcuéntrase a una distancia envalorada de 1100 años lluz.
La variabilidá de TT Arietis afayóse a mediaos de la década de 1950.
Tantu en fotometría como en espectroscopia, la estrella esibe diversos periodu en munches llonxitúes d'onda, con cambeos que s'estienden nel tiempu dende minutos a años.
En concretu, la so variabilidá nel espectru visible y en rayos X tien llugar en munches escales de tiempu, amosando tamién efímeres oscilaciones cuasi-periódiques.
Por ello, l'estudiu del so curva de lluz llevó a pensar nun primer momentu que yera una variable R Coronae Borealis, non bien distinta a R Coronae Borealis.
Sicasí, el descubrimientu de la so naturaleza binaria en 1975 según posteriores estudios nel espectru visible y ultravioleta conducieron a la so clasificación como variable cataclísmica; güei ye considerada una variable VY Sculptoris, una de les subclases de les noves.
A diferencia d'otres variables cataclísmicas, permanez la mayor parte del so tiempu en rellumu máximu.
Observadores de la AAVSO del sieglu pasáu punxeron de manifiestu que TT Arietis esperimentó cambeos sustanciales de rellumu na década de 1980.
En payares de 1980 el so rellumu menguara hasta magnitú +14, para, un mes dempués, dir aumentando hasta detenese en magnitú +11, permaneciendo nesti estáu aprosimao un añu.
El so rellumu empezó a tornar nuevamente hasta marzu de 1982, cuando algamó'l mínimu de magnitú +15,5, permaneciendo asina hasta setiembre de 1984.
Pa mediaos de 1985, sicasí, algamara'l so rellumu habitual».
TT Ariestis ye un sistema binariu onde la componente primaria ye una nana blanca caliente que la so temperatura efectivo ye de 39.000 K, acompañada por una estrella muncho más fría de tipu espectral M3.5 ± 0.5.
Piénsase que la superficie de la nana blanca calecer por un eleváu ritmu de acreción, llegando a algamar una temperatura próximo a los 80.000 K.
El periodu orbital del sistema ye de namái 0,13755 díes (3,3 hores).
TT Centauri
TT Centauri (TT Cen / CD-60 4608 / CGCS 3367) ye una estrella variable na constelación de Centauru.
La so distancia al Sistema Solar nun ye bien conocida; diverses fontes dan una cifra entendida ente 2900 y 4500 años lluz.
De tipu espectral CSe, TT Centauri ye una estrella de carbonu con ciertos atributos propios d'una estrella de tipu S.
Les estrelles con estes cualidaes son bien pocu frecuentes, siendo UY Centauri el prototipu de les estrelles SC».
TT Centauri tien una temperatura superfical de 2400 K y la so lluminosidá ye 6500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Na actualidá, pierde masa estelar a razón de 2,5 × 10 mases solares per añu.
Otra característica d'estes estrelles ye'l so gran tamañu; el radiu de TT Centauri ye 475 ~ vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,2 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los cuatro planetes interiores quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
TT Centauri ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +11,5 y +16,5 a lo llargo d'un periodu de 462 díes.
Nestes variables —ente les que se cunten Mira (ο Ceti) y R Centauri— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu.
Nel intre d'unos millones d'años TT Centauri va espulsar les sos capes esternes creando una nebulosa planetaria, quedando'l nucleu remanente como una nana blanca.
TT Cygni
TT Cygni (TT Cyg / HD 186047 / HIP 96836 / SAO 68688) ye una estrella variable de la constelación del Cisne. Asitiada a unos 2020 años lluz del Sistema Solar, TT Cygni ye una de les escases estrelles de carbonu observables, siendo'l so tipu espectral CV4.
TT Cygni ye una xigante colorada 3050 vegaes más lluminosa que'l Sol.
Tien una temperatura efectivo de 2825 K y dende la so superficie sopla un fuerte vientu estelar. 
Imaxes en radiofrecuencia amuesen que ta arrodiada d'un finu aníu de 0,25 años lluz de radiu, en realidá una cubierta de gas n'espansión dende fai 6000 o 7000 años. Espandir a una velocidá de 12,6 km/s y el so centru ta movíu al respective de la estrella visible.
La velocidá relativa de la estrella respeutu al aníu puede esplicase considerando que TT Cygni ye un sistema binariu que la so acompañante, de masa similar al Sol, taría a unes 1000 UA.
La magnitú aparente de TT Cygni bazcuya ente +7,5 y +8,0. Reparáronse siquier trés periodu de 116, 390 y 187 díes.
TT Hydrae
TT Hydrae (TT Hya / HD 97528 / HIP 54807) ye una estrella variable na constelación d'Hidra.
De magnitú aparente media +7,31, alcuéntrase aprosimao a 500 años lluz del Sistema Solar. 
TT Hydrae ye una estrella binaria con un periodu orbital de 6,9534 díes. Los dos estrelles tán bien próximes ente sigo, constituyendo una «binaria semidesprendida», lo qu'implica qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, tresfiriendo masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
Determinóse que pa TT Hydrae el ritmu de tresferencia de masa ye igual o superior a 2 × 10 mases solares per añu.
Coles mesmes, a partir del so espectru ultravioleta pudiéronse deducir ciertes propiedaes del discu de acreción, como la so temperatura —aprosimao de 7000 K— y la so forma, que paez ser asimétrica.
El tipu espectral de TT Hydrae ye A3. La componente principal tien una temperatura efectivo de 8555 K y una lluminosidá 22,13 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu ye 2,14 más grande qu'el radiu solar y tien una masa doble de la solar.
Pela so parte, la estrella acompañante, más fría, tien una temperatura de 4940 K.
12,6 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye 4,85 más grande que la solar anque la so masa equival namái al 72% de la masa solar.
TT Hydrae ye una binaria eclipsante asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,77 magnitúes, cuando la componente más tenue y fría intercepta la lluz de la so compañera, ente que nel eclís secundariu apenes se repara una cayida de rellumu de 0,07 magnitúes.
TU Camelopardalis
TU Camelopardalis (31 Camelopardalis / HD 39220 / HR 2017) ye una estrella variable na constelación de Camelopardalis —la xirafa—, que s'atopa a 405 años lluz de distancia del Sistema Solar. La so magnitú aparente media ye +5,20.
Catalogada como de tipu espectral A2V, TU Camelopardalis ye un sistema estelar compuestu por dos estrelles de la secuencia principal que formen una binaria espectroscópica que'l so periodu orbital ye de 2,933 dias. La lluminosidá conxunta del sistema ye de 132 soles.
Cuidao que les componentes dacuando se clisen una a la otra, LA TO Camelopardalis ta clasificada como una estrella variable eclipsante de tipu EB/DM. Nestos sistemes ye imposible determinar con exactitú l'empiezu y la terminación del eclís, y siempres se repara un mínimu secundariu que de normal ye considerablemente menor que'l primariu. Coles mesmes, les componentes nun tán en contactu y nun enllenen los sos lóbulos de Roche. El rellumu deL TO Camelopardalis fluctúa ente magnitú +5,12 y +5,29.
TU Geminorum
TU Geminorum (TU Gem / HD 42272 / SAO 78066 / GC 7854) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. Alcuéntrase a una imprecisa distancia de 1680 años lluz del Sistema Solar.
TU Geminorum ye una estrella de carbonu de tipu espectral C6 II o C-N5, onde, al contrariu que nel Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu.
Considerada una variable semirregular SRB, el so rellumu varia ente magnitú aparente +6,25 y +8,65 nun periodu de 230 díes.Utilizando la técnica d'ocultación llunares determinóse la so diámetru angular. Ello dexó conocer el so radiu, unes 250 vegaes mayor qu'el radiu solar, y la so temperatura superficial, 3160 K, ésti últimu valor llográu cuando la estrella taba na fase de menor tamañu y por tantu taba más caliente.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, pierde masa estelar, a un ritmu de 4,4 × 10 mases solares per añu. 
La so lluminosidá ye 5700 vegaes superior a la lluminosidá solar.
La esistencia d'una posible estrella acompañante, que pudiera ser una nana blanca, nun foi confirmada.
Tureis
Tureis (o Turais) puede referise a dos estrelles distintes:
TV Geminorum
TV Geminorum (TV Gem / HD 42475 / HR 2190) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. De magnitú aparente media +6,83, visualmente alcontrar a menos de 1º de Tejat Prior (η Geminorum).
TV Geminorum ye una estrella alloñada miembru de la Asociación estelar Geminis OB1; distintos estudios asitiar a una distancia entendida ente 4000 y 4500 años lluz del Sistema Solar.
TV Geminorum ye una superxigante colorada de tipu espectral M1Iab con una temperatura efectivo de 3750 ± 120 K.
Asemeyáu a la brillosa Antares (α Scorpii) o a BU Geminorum —tamién na constelación de Xéminis—, tien un radiu 770 vegaes mayor qu'el del Sol, lo qu'equival a 3,58 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —la Tierra incluyida— quedaríen englobados nel interior de la estrella.
Otru estudiu asígna-y un tamañu daqué inferior, con un radiu de 623 ± 158 radios solares.
La cantidá de radiación qu'emite ye notable, anque nun esiste consensu tocantes a la so lluminosidá, variando esta cifra ente 68.500 y 106.000 vegaes el valor de la lluminosidá solar.
Al igual qu'otres estrelles de les sos carauterístiques, pierde masa estelar a un ritmu añal de 20 × 10 mases solares.
Catalogada como una variable semirregular SRC, el rellumu de TV Geminorum varia ente magnitú +6,3 y +7,4. Al igual que Betelgeuse (α Orionis), amuesa dos periodos claramente definíos, unu de 426 ± 45 díes y otru de 2550 ± 680 díes.
TVLM513-46546
TVLM513-46546 (2MASS J15010818+2250020) ye una estrella a 34,6 años lluz de distancia de la Tierra na constelación de Boötes. Ye una estrella bien tenue de magnitú aparente +15,1, una nana colorada de tipu espectral M9.0V nel estremu inferior de la llende de masa pa les estrelles. Con una temperatura superficial en redol a 2200 K, la so masa ye de 0,09 mases solares, polo que efectivamente ye una estrella de bien baxa masa y non una nana marrón.
El so estudiu, combinando datos de radio del Very Large Telescope (VLA), espectros ópticos del Telescopiu Gemini Frederic C. Gillet, imaxes ultravioletes del Observatoriu Swift y los datos de rayos X del Observatoriu Chandra de la NASA, dexó conocer que ye una estrella acandilante bien activa con un complexu campu magnéticu.
Asina, la constante emisión de radiu de la estrella ye atayada por fogarales d'un minutu de duración. Estos fogarales xenerar por choques y combinaciones catastrófiques de los campos magnéticos na corona estelar, lo que conduz a l'aniquilación de la enerxía magnética. Tamién se reparó emisión de rayos X nidios según un fogaral de rayos X. Una característica notable ye la esistencia d'una gran llurdiu estelar que cubre la metá de la so superficie; nun se sabe con certeza si esta situación permanez inalterada a lo llargo de díes, años o sieglos. Piénsase que probablemente'l pequeñu campu magnéticu de la estrella ye un dipolo simple empobináu norte-sur, similar al campu magnéticu terrestre anque más fuerte, que s'estiende siquier un radiu estelar percima de la so superficie.
TW Horologii
TW Horologii (TW Hor / HD 20234 / HR 977) ye una estrella variable na constelación austral de Horologium, el reló. Asitiada a 1330 años lluz de distancia del Sistema Solar, probablemente ye miembru del cúmulu abiertu NGC 1252, que la so edá ye d'unos 500 millones d'años.
TW Horologii ye una estrella de carbonu de tipu espectral C5II, anque tamién foi clasificada como C7,2(NON). Estes son estrelles de tipu tardíu similares a les xigantes coloraes, que la so atmósfera, a diferencia de les estrelles normales», contién más carbonu que oxíxenu. Caracterizar por tener una apariencia colorada sobresaliente pal observador.
Con una temperatura superficial en redol a 3250 K, el radiu de TW Horologii ye 300 vegaes más grande qu'el radiu solar. Les capes esteriores de la estrella consten d'una fotosfera a 2800 K, una cromosfera caliente —ente 5000 y 8000 K—, y un discu circumestelar y cascu de gas. La so lluminosidá, considerando la enerxía emitida en toles llonxitúes d'onda, ye 9000 vegaes superior a la del Sol. Coles mesmes, TW Horologii ye una variable semirregular SRB, que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +5,52 y +5,95 nun periodu de 158 díes.
TW Hydrae
TW Hydrae (TW Hya / HIP 53911 / TWA 1) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +11,1. Al pie de otres 20 estrelles de baxa masa, TW Hydrae forma parte de les Asociación estelar de TW Hydrae, a la que da nome.
TW Hydrae ye una nana naranxa de tipu espectral K8Ve.
Tien una temperatura efectivo de 3973 K y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6 km/s.
A 184 años lluz de distancia del Sistema Solar, ye la estrella T Tauri más cercana al Sol y, como tal, ye una estrella bien nueva, con una edá de 8 a 10 millones d'años.
La estrella paez tar formando un discu protoplanetariu de polvu y gas, que n'imaxes del Telescopiu espacial Hubble apaez vistu de frente.
En 2005 afayóse un discu circumestelar de más de 10 UA de diámetru en redol a TW Hydrae. Ésti contién pequeños fragmentos de roca, que pueden constituyir el material pa la formación de futuros planetes. El tamañu de les partícules del discu ye del orde de centímetros. D'alcuerdu a la teoría comúnmente aceptada, la formación planetaria empieza cuando los granos del polvu del discu topeten y acrecen formando fragmentos mayores, que col intre del tiempu acaben formando planetes. 
En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta masivu alredor de TW Hydrae, denomináu TW Hydrae b. Tendría una masa averada 9,8 vegaes mayor que la masa de Xúpiter, un periodu orbital de 3,56 díes, y moveríase a una distancia de 0,04 UA de la estrella, dientro del cantu internu del discu protoplanetario. Cuidao que la estrella ye tan nueva, podría ser el planeta estrasolar más nuevu afayáu hasta'l momentu, y esencialmente podría tar entá en formación. El diámetru probable del planeta sería 1,5 vegaes el de Xúpiter, y rellumaría intensamente por cuenta de la so mocedá, enantes d'esfrecese y contraer nel intre de los próximos miles de millones años hasta'l tamañu de Xúpiter.
Sicasí, un posterior estudiu en 2008 llegó a la conclusión de qu'en realidá'l planeta nun esiste. Les variaciones de la velocidá radial nun yeren consecuentes cuando yeren reparaes en llonxitúes d'onda distintes, lo cual nun se produciría si diches variaciones tuvieren causaes pola presencia d'un planeta.
TW Ophiuchi
TW Ophiuchi (TW Oph / HD 158377) ye una estrella variable na constelación de Ophiuchus. La so distancia al Sistema Solar ye de 495 pársecs o 1615 años lluz.
TW Ophiuchi ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2440 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles como'l Sol, el conteníu de carbonu supera al de oxíxenu; la rellación C/O en TW Ophiuchi, mayor que la unidá, ye de 1,20.
Estes estrelles, nes últimes etapes de la evolución estelar, esperimenten una perda de masa estelar significativa; TW Ophiuchi facer a razón de 8,6 × 10 mases solares per añu.
Relluma con una lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— 8710 vegaes superior a la lluminosidá solar.
El so diámetru angular, midíu mientres ocultación llunares, ye de 10 milisegundos d'arcu aprosimao; coles mesmes, el valor del so diámetru angular en banda K llográu por interferometría ye daqué mayor, 10,63 ± 0,52 milisegundos d'arcu.
Considerando esta última cifra, puede evaluase el so diámetru real de forma averada, resultando ser 570 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Ello implica que si tuviera nel llugar del Sol, nel so interior quedaríen englobaes les órbites de los cuatro primeros planetes, según el Cinturón d'Asteroides.
TW Piscis Austrini
TW Piscis Austrini (TW PsA / Gliese 879 / HD 216803 / HR 8721) ye una estrella a 24,9 años lluz de distancia de la Tierra na constelación de Piscis Austrinus. Visualmente alcuéntrase al sureste de Fomalhaut (α Piscis Austrini).
TW Piscis Austrini ye una nana naranxa de tipu espectral K4-5Vpe catalogada como una estrella variable, figurando nunos catálogos como estrella acandilante y n'otros como variable BY Draconis. La so magnitú aparente varia ente +6,44 y +6,51 nun periodu de 10,3 díes. Más pequeña y tenue qu'el Sol, TW Piscis Austrini tien el 81% de la masa solar, siendo'l so diámetru ente'l 76 y el 85% de la solar. Nel espectru visible, la so lluminosidá ye namá'l 12 - 13% de la que tien el Sol. Puede ser una estrella bien nueva, de namái 200 millones d'años d'edá.
Asitiada a namái 0,9 años lluz de Fomalhaut, dambes estrelles comparten movimientu común al traviés del espaciu. Gliese 884 ye la segunda estrella más próxima a TW Piscis Austrini, a 4,4 años lluz.
TX Camelopardalis
TX Camelopardalis (TX Cam / RAFGL 664) ye una estrella variable na constelación septentrional de Camelopardalis.
Alcuéntrase a 1240 años lluz de distancia del Sistema Solar.
TX Camelopardalis ye una variable Mira de tipu espectral M8.5.
El so rellumu en banda B bazcuya ente magnitú +11,6 y +17,68 a lo llargo d'un periodu de 557,4 díes.
La so temperatura superficial ye de namái 2779 K y ye 11.360 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
De gran tamañu, tien un radiu 460 vegaes más grande qu'el radiu solar; si ocupara'l llugar del nuesu Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— taríen conteníes dientro de la mesma estrella.
TX Camelopardalis alcuéntrase na caña asintótica xigante, periodu de la evolución estelar qu'esperimenten les estrelles de masa entemedio al rematar les sos vides.
Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa TX Camelopardalis, amuesen emisión máser polarizada.
La intensidá del campu magnéticu deducida a partir de la emisión máser de TX Camelopardalis ye de 5 ~ G.
El observatoriu espacial XMM-Newton, sicasí, nun detectó rayos X provenientes d'esta estrella, lo que suxure que la intensidá del campu magnéticu tien el so orixe en nubes magnétiques alcontraes.
TX Cancri
TX Cancri (TX Cnc) ye una estrella binaria na constelación del Cámbaru.
Ye miembru del cúmulu abiertu M44, conocíu como «El Preselbe».
D'alcuerdu al so paralax, alcuéntrase a 626 años lluz del Sistema Solar.
TX Cancri ye una binaria de contactu de tipu espectral F8V o F5V.
Nesti tipu de binaries cercanes, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas; les temperatures respectives de los dos componentes de TX Cancri son 6250 y 6121 K.
La estrella más caliente, que ye la menos masiva y lluminosa, tien un 9% más de lluminosidá que nuesu Sol y un radiu equivalente al 89% del radiu solar.
La so masa ye'l 60% de la masa solar ente que la so compañera —más masiva y lluminosa— tien una masa de 1,32 mases solares.
Col doble de lluminosidá que'l Sol, el so radiu ye un 27% más grande qu'el del radiu solar.
La rellación ente les mases de dambes componentes, "q", ye igual a 0,596.
Clasificada como variable W Ursae Majoris, el rellumu de TX Cancri fluctúa ente magnitú aparente +10,00 y +10,35 a lo llargo del so periodu orbital de 0,38288 díes (9,19 hores).
El planu orbital ta inclináu 62,2º respectu al planu del cielu y los eclises son namái parciales.
TX Leporis
TX Leporis (TX Lep / HD 34797 / HR 1754) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,54 asitiada na constelación de Lepus.
Alcuéntrase a 775 años lluz de distancia del Sistema Solar.
TX Leporis ye una subxigante de tipu espectral B8/B9IV con una temperatura efectivo de 12.650 K.
Relluma con una lluminosidá 257 vegaes superior a la lluminosidá solar y la so masa ye 3,6 vegaes mayor que la del Sol.
Tien una edá de 144 millones d'años, lo que supón unes 2/3 partes de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 72 km/s.
TX Leporis ye una estrella químicamente peculiar deficiente n'heliu, similar a α Sculptoris.
En comparanza al Sol, ye llixeramente deficiente n'elementos llixeros, a esceición del siliciu, «sobreabundante» nun factor de 1,8.
El titaniu ye 55 vegaes más abondosa que na nuesa estrella y elementos como manganesu, estronciu, itriu y circoniu son 100 vegaes más abondoses.
Coles mesmes destaca'l so intensu campu magnéticu llonxitudinal de 1059 G, superáu namái por un amenorgáu númberu d'estrelles, ente elles HD 154708 y HD 157751.
TX Leporis forma una estrella doble con YZ Leporis (HD 34798 / HR 1753), estrella de tipu B5IV/V que la so separación visual ye de 39 segundos d'arcu.
Ye una estrella pulsante de llargu periodu (LPB) que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +6,30 y +6,36.
TX Piscium
TX Piscium (TX Psc / 19 Piscium) ye una estrella variable na constelación de Piscis.
Alcuéntrase a 760 años lluz de distancia del Sistema Solar.
TX Piscium ye una estrella de carbonu de tipu espectral C5II clasificada como xigante lluminosa.
La so temperatura superficial ye de namái 3050 K.
Nes estrelles de carbonu, a diferencia del restu de les estrelles, el carbonu ye más abondosu qu'el oxíxenu y nel so espectru apaecen llinies d'absorción debíes a compuestos de carbonu.
La rellación carbonu/oxíxenu de TX Piscium ye 1,027 y nel so espectru reparen llinia debíes a carbonu molecular, cianóxenu (CN), CH, monóxidu de carbonu (CO) y ácidu cianhídricu (HCN), ente otros. Estos compuestos absuerben preferentemente la lluz azul nel espectru visible polo qu'estes estrelles tienen un color coloráu bien acentuáu.
Nel espectru de TX Piscium tamién apaecen llinies d'absorción del elementu tecneciu. Cuidao que tolos isótopos d'esti elementu son inestables, la so presencia ye una prueba de la so nucleosíntesis nel interior estelar y la so posterior xubida a la superficie.
La so lluminosidá total ye 4700 vegaes superior a la del Sol.
A partir de la midida del so diámetru angular puede evaluase el so verdaderu diámetru, siendo ésti 240 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 1,20 UA.
TX Piscium atopar n'estáu avanzáu del so evolución estelar.
Tien un nucleu inerte de carbonu y ta amontando la so lluminosidá per segunda vegada.
Tocantes a la so masa, sábese que ye mayor que la masa solar, pero nun se conoz con exactitú.
De magnitú aparente media +5,04, TX Piscium amuesa una variación de rellumu ente magnitú +4,79 y +5,20. Anque catalogada como una variable irregular, estudios recién amuesen que presenta cierta regularidá, al igual qu'otres estrelles na so mesma situación.
TY Corvi
TY Corvi (31 Crateris / HD 104337 / HR 4590) ye una estrella de magnitú aparente +5,26 na constelación de Corvus, el cuervu, cerca de la llende con Crater. Ye una estrella distante, asitiada a unos 1760 años lluz del Sistema Solar.
Estrella blancu-azulada, TY Corvi foi catalogada como subxigante de tipu B2IV o como estrella de la secuencia principal B1.5V. Ye una estrella caliente de 16.500 K de temperatura, con una lluminosidá 7690 vegaes mayor que la del Sol. Ye una binaria espectroscópica, esto ye, la so duplicidá conocióse pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El so periodu orbital ye de namái 2,963 díes.
TY Corvi ye una variable elipsoidal rotante que'l so rellumu varia ente magnitú +5,19 y +5,23. Nestes estrelles, siempres binaries próximes, la variación débese a la forma elipsoidal de les componentes, que fai que camude la área visible a midida que muévense na so órbita. Espiga (α Virginis) ye la variable elipsoidal rotante más conocida.
Postulóse que TY Corvi ye una estrella fuxitiva antigua del discu galácticu, y que ye una posible estrella arrezagada azul nel Grupu de les Híades.
Mientres l'acercamientu a Mercuriu de la Mariner 10 en 1974 pensó habese afayáu una lluna de Mercuriu, que resultó ser en realidá esta estrella.
TY Delphini
TY Delphini (TY Del) ye una estrella binaria na constelación del Delfín que visualmente alcuéntrase 2º11' minutos d'arcu al este de 17 Delphini.
La so distancia al Sistema Solar, envalorada por fotometría, ye d'aprosimao 630 pársecs (2055 años lluz).
La primaria del sistema ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V que la so temperatura efectivo ye de 10.350 K.
La so lluminosidá ye 37 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye 1,92 vegaes más grande qu'el del Sol.
Anque esiste ciertu discutiniu tocantes a a les mases de los dos estrelles, piénsase que la primaria tien una masa equivalente a 2,8 mases solares.
La secundaria ye una estrella llixeramente evolucionada, concretamente una subxigante mariella de tipu G0IV.
La so temperatura efectivo ye de 4.760 K y ye casi'l doble de lluminosa que'l Sol.
Daqué más grande qu'el so acompañante, tien un radiu de 2,06 radios solares, siendo la so masa un 16% inferior a la del Sol.
El periodu orbital de TY Delphini ye de 1,1911 díes (28,59 hores) y el semiexe mayor de la órbita ye de namái 0,0034 UA.
Ye una binaria eclipsante tipu Algol, que la so variabilidá foi reparada per primer vegada en 1935 por Cuno Hoffmeister.
De magnitú aparente máxima +9,7, el so rellumu aparra 1,3 magnitúes nel eclís principal —cuando la subxigante intercepta la lluz de la so compañera más lluminosa— y 0,078 magnitúes nel eclís secundariu.
TYC 8997-1597-1
TYC 8997-1597-1 (CPD-63 2495) ye una sistema binariu compuestu por un púlsar, PSR B1259-63, y una estrella, SS 2883 (LS 2883).
Asitiáu na constelación de la Cruz del Sur, tien magnitú aparente +10,08 y alcuéntrase a unos 5000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La estrella, unes 10 vegaes más masiva qu'el Sol, tien tipu espectral B2y; ye una estrella Be, con un discu circumestelar aniciáu pola perda de masa acomuñada a la rápida rotación.
La órbita del sistema ye bien escéntrica (ε = 0,87) variando la separación ente dambos oxetos ente 0,67 y 70 UA. El so periodu orbital ye de 3,4 años.
Por cuenta del so curtiu periodu de rotación (47,7 ms) y al intensu campu magnéticu superficial, el púlsar produz un vientu relativista fuerte que, al contrariu qu'en pulsiares aisllaos, interacciona col vientu de la estrella masiva. Esti procesu d'interaición adquier máxima importancia nel pasu pol periastru, cuando'l púlsar somorguiar nel vientu estelar non homoxéneu. De resultes d'ello, apaez un choque relativista nel vientu del púlsar. Nel choque les partícules elementales pueden ser aceleraes a enerxíes del orde de TeV.
Los fotones de lluz son convertíos en rayo gamma d'alta enerxía pel campu magnéticu del púlsar. Éstos topeten con electrones y positrones xenerando radiación sincrotrón.
Tyl
Tyl (ε Draconis / ε Dra / 63 Draconis / HD 188119) ye una estrella na constelación del Dragón de magnitú aparente +3,83. Otru nome utilizáu pa designar a esta estrella ye Kin Yu, qu'en chinu significa «pexe doráu».
Asitiada a 145 años lluz de distancia del Sistema Solar, Tyl ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura de 4993 K.
El so radiu ye unes 10 vegaes más grande qu'el del Sol y la so lluminosidá ye 67 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so metalicidá paez inferior a la del Sol; diverses fontes dan un valor de la mesma ente'l 48% y el 66% de la metalicidá solar.
Al igual qu'otres estrelles xigantes, xira amodo sobre sigo mesma, con una velocidá proyeutada de rotación de 1,2 km/s. 
Con una masa entendida ente 2 y 2,7 mases solares, tien una edá envalorada de 500 millones d'años.
Tyl tien una compañera de magnitú +7,1 asitiada a 3 segundos d'arcu. El so tipu espectral ye K5. Les separación media ente los dos componentes del sistema ye d'unes 130 UA.
TZ Arietis
TZ Arietis (Luyten 1159-16 / GJ 9066 / LHS 11) ye una estrella de la constelación d'Aries, la segunda más cercana a la Tierra nesta constelación dempués de la Estrella de Teegarden. Alcuéntrase a unos 14,5 años lluz de distancia. De magnitú aparente +12,28, nun ye visible a güeyu.
Como munches otres estrelles de la redolada del nuesu sistema solar, TZ Arietis ye una nana colorada, que'l so tipu espectral ye M4.4V. La so lluminosidá ye bien tenue comparada cola del Sol, malapenes un 0,021% de la mesma, y la so masa ye de 0,089 mases solares.
D'alcuerdu al so denominación d'estrella variable, TZ Arietis ye una estrella acandilante. Éstes son estrelles de la secuencia principal que despiden fogarales, sufriendo aumentos sópitos ya impredicibles nel so rellumu, que la so duración puede ser d'unos minutos a unes poques hores. Esti tipu d'actividá amenorga les posibilidaes de qu'esista vida na redolada d'estes estrelles.
Les estrelles más cercanes a TZ Arietis son la Estrella de Teegarden, a unos 4 años lluz de distancia, y la Estrella de Van Maanen, a 4,8 años lluz.
TZ Cassiopeiae
TZ Cassiopeiae (TZ Cas / HIP 117763 / SAO 20912) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente media +9,04. 
Bien alloñada del Sistema Solar, envalórase que ta a una distancia de 2378 pársecs (7750 años lluz), pero l'erru na midida ye de ± 658 pársecs.
TZ Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu espectral M3I con una temperatura efectivo de 3670 K.
Ye una estrella de gran tamañu, con un radiu 645 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 3 UA. Si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes dientro de la estrella.
Con una masa d'aprosimao 15 mases solares, envalórase que la so perda de masa estelar —como polvu, una y bones el gas atómico y molecular nun pudo ser evaluáu— ye de 3,8 × 10 mases solares per añu. Dada la so elevada masa, TZ Cassiopeiae va acabar la so vida españando como una espectacular supernova.
TZ Cassiopeiae ta catalogada como una variable irregular de tipu LC y de fechu ye prototipu d'esta subclase.
TZ Corvi
TZ Corvi (TZ Crv / HD 104340 / HIP 58596) ye una estrella de magnitú aparente +8,17 asitiada na constelación de Corvus. La so distancia respeutu al Sistema Solar nun ye bien conocida, envalorándose ente 3200 y 4200 años lluz.
A diferencia del Sol —estrella del discu galácticu—, TZ Corvi ye una estrella proveniente del halo galácticu. La so alta velocidá radial (+263,3 km/s), daqué cimera a la de la Estrella de Kapteyn —subenana del halo—, ye característica d'esta clase d'estrelles. Coles mesmes, l'analís elemental de TZ Corvi sigue les pautes atopaes n'estrelles del halo galácticu. El so metalicidá ye desaxeradamente baxa ([Fe/H] = -1,43); elementos del grupu del fierro, como escandiu y níquel, amuesen una bayura similar a la d'aquél, ente qu'esiste un llixeru aumentu nos conteníos relativos de cobaltu, carbonu y vanadiu. Ye deficiente en manganesu, característica reparada en delles estrelles del halo.
Anque clasificada como xigante de tipu espectral G7III, al ser una estrella deficitaria en metales, la so temperatura efectivo —envalorada en 4350 K— correspuende a la d'una estrella de discu de tipu K2 - K3. Adoptando una masa de 0,7 ~ mases solares, puede envalorase la so lluminosidá, equivalente a 590 vegaes la del Sol.
TZ Mensae
TZ Mensae (TZ Men / 31 Mensae / HD 39780 / HR 2059) ye una estrella variable na constelación de Mensa que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +6,19 y +6,87. Alcuéntrase a 349 años lluz de distancia del Sistema Solar.
TZ Mensae ye una estrella binaria espectroscópica, esto ye, los dos componentes nun pueden ser resueltes cola vista, estableciéndose la so duplicidá pol desplazamientu Doppler de los sos llinies espectrales. El so órbita tien un periodu de 8,569 díes con una pequeña escentricidá de 0,035. Amás, al pasar una de les estrelles per delantre de la otra clisar, constituyendo d'esta forma una binaria eclipsante, similar a Algol (β Persei) o Alphecca (α Coronae Borealis). TZ Mensae presenta dos eclises bien definíos, con cayíes de rellumu de 0,68 y 0,17 magnitúes respectivamente. 
Los tipos espectrales envaloraos de los dos componentes son A0V pa la estrella principal y A8V pa la secundaria. La más lluminosa tien una temperatura efectivo envalorada de 10.399 K y una masa de 2,49 mases solares. La so compañera tien una temperatura de 7195 K y la so masa ye un 50% mayor que la del Sol.
TZ Trianguli
TZ Trianguli (TZ Tri / ι Trianguli / 6 Trianguli) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación de Triangulum, siendo la so magnitú aparente +4,94. Nun tien nome propiu y nel pasáu foi la estrella más prominente de la constelación Triangulum Minor, güei sumida. Alcuéntrase a 305 años lluz de distancia del Sistema Solar.
TZ Trianguli ye un sistema estelar cuádruple, constituyíu por dos estrelles binaries dixebraes siquier 355 UA con un periodu orbital mínimu de 2300 años. La estrella binaria más brillosa, TZ Trianguli A, ta compuesta por una xigante mariella de tipu espectral G5 III con una temperatura de 5000 ~ K (denominada TZ Tri Aa) y una nana blancu-mariella de tipu F5 V (TZ Tri Ab). Con un periodu orbital de 14,73 díes, la distancia ente dambes componentes envalórase en 0,2 UA. Les lluminosidáes respectives son de 65 y 32 soles.
La otra estrella binaria, TZ Trianguli B, probablemente ta formada por dos nanes marielles de tipu F (llamaes TZ Tri Ba y TZ Tri Bb) que completen el so órbita en namái 2,24 díes, con una separación de 0,05 UA, poco mayor que'l radiu de les estrelles.
En dambos sistemes les estrelles tópense tan próximes que s'afecten gravitacionalmente, de cuenta que pal par Aa-Ab el periodu de rotación ye igual al periodu orbital (rotación síncrona), como asocede nel sistema Tierra-Lluna. Igualmente asocede nel par Ba-Bb. Esto produz un aumentu na velocidá de rotación de les estrelles y na actividá magnética, esistiendo un pequeñu cambéu na lluminosidá de décimes de magnitú. Por ello TZ Trianguli ta clasificada como variable RS Canum Venaticorum.
O Antliae
O Antliae (O Ant / HD 91793 / HIP 4153) ye una estrella variable na pequeña constelación de Antlia. Alcuéntrase a 850 años lluz del Sistema Solar.
O Antliae ye una estrella de carbonu de tipu-N; l'altu conteníu de carbonu provién de la fusión d'heliu —concretamente del procesu triple alfa nel nucleu estelar— que les xigantes algamen cerca del final de les sos vides na llamada caña asintótica xigante.
Ye, amás, una variable irregular que'l so ritmu actual de perda de masa ye baxu (2 × 10 vegaes la masa del Sol).
Con un diámetru 325 vegaes más grande qu'el diámetru solar, ye 5800 vegaes más lluminosa que'l Sol y la so temperatura superficial namái algama los 2810 K.
Conxetúrase que cuando empezó la so vida como estrella de la secuencia principal la so masa pudo tar entendida ente 3 y 5 mases solares.
En redol a O Antliae detectáronse dos envoltures estremaes. La interior ta formada fundamentalmente de gas ente que la esterior paez constar puramente de polvu.
Dambes envoltures son esférices, con una masa envalorada de 2 × 10 mases solares pa la interna y una masa de 5 × 10 mases solares pa la esterna.
Piénsase que les envoltures crear mientres curtios periodos d'intensa perda de masa estelar, probablemente acomuñaos a pulsos térmicos, y por ulteriores interacciones col vientu estelar. La diferenciación nuna envoltura de gas y otra de polvu probablemente sía la resultancia d'una evolución distinta de los dos medios tres la eyección.
O Aquilae
O Aquilae (O Aql) ye una estrella variable na constelación del Águila.
Alcuéntrase a 575 pársecs (1875 años lluz) del Sistema Solar.
O Aquilae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,08 y +6,86 a lo llargo d'un periodu de 7,0239 díes.
Les variables cefeides —ente les que cabe solliñar a η Aquilae y FF Aquilae— son estrelles pulsantes que la so lluminosidá varia rítmicamente con un periodu bien regular.
Sicasí, nel casu d'O Aquilae, detectóse que dichu periodu amontar col tiempu a razón de 4,29 segundos per añu.
Relluma con una lluminosidá bolométrica media 667 superior a la del Sol.
De tipu espectral F7-G1I-II, la temperatura efectivo d'O Aquilae ta entendida ente 5440 y 6305 K.
Tien un radiu 51,3 vegaes más grande qu'el radiu solar y la diferencia ente'l so radiu máximu y el so radiu mínimu ye de 6 radios solares.
Tien una masa envalorada 5,9 vegaes mayor que la del Sol pero pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,3 × 10 mases solares per añu. 
O Aquilae ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1856 díes. 
L'acompañante, sicasí, nun pudo ser resuelta per aciu interferometría de moteáu.
Completa'l sistema una tercer estrella, visualmente dixebrada d'O Aquilae 1,6 segundos d'arcu. Ye 6,4 magnitúes más tenue qu'ella.
O Arietis
O Arietis (O Ari / HD 19737 / GCRV 1753) ye una estrella variable na constelación d'Aries. Alcuéntrase aprosimao a 2530 años lluz del Sistema Solar.
O Arietis ye una estrella Mira rica en oxíxenu de tipu espectral variable ente M4 y M9.5IIIe.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,2 y +15,8 a lo llargo d'un periodu de 371,1 díes.
El so diámetru angular, midíu en banda K, ye de 6,11 milisegundos d'arcu,
ente que per aciu tapecimientu llunar llogróse un valor llixeramente cimeru, de 7,3 ± 0,3 milisegundos d'arcu; dambes midíes fueron realizaes cerca del mínimu.
Coles mesmes, reparáronse discrepancies ente midíes llevaes a cabu en distintes rexones del espectru infrarroxu, que pueden esplicase pola presencia d'una fina capa d'agua caliente —ente 1500 y 2000 K— cerca de la fotosfera de la estrella.
El diámetru d'O Arietis ye 610 ~ vegaes más grande qu'el del Sol, rellumando con una lluminosidá 8400 ± 3500 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La temperatura efectivo envalorada, 2280 ± 80 K, ye más baxa de lo que cabría esperar pa una variable Mira (~ 3000 K).
Como ye característicu nesta clase de variables, esiste perda de masa estelar, que nel casu d'O Arietis ye del orde de 57 × 10 vegaes la masa solar per añu.
Piénsase que la so proxenitora yera una estrella de la secuencia principal de 1,3 mases solares.
O Carinae
O Carinae (O Car) ye una estrella variable na constelación del Carina, la quilla del Argo Navis.
Alcuéntrase a 1560 pársecs (5090 años lluz) del Sistema Solar.
O Carinae ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,72 y +7,02 a lo llargo d'un periodu de 38,726 díes.
Ye una de les cefeides más brilloses del cielu nocherniegu y —ente les de menos d'octava magnitú— ye la tercera con un periodu más llargu, dempués de SV Vulpeculae y RS Puppis.
De tipu espectral mediu G0Ib, la so temperatura efectivo ye de 4934 K, una de les más baxes, xuntu a VY Carinae y KN Centauri, dientro d'esta clase de variables.
De gran tamañu, tien un radiu 162 vegaes más grande qu'el radiu solar y la diferencia ente'l radiu máximu y el radiu mínimu —que varia coles pulsaciones de la estrella— ye de 44 radios solares.
Tien una masa 6,9 vegaes mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,0 × 10 mases solares per añu. 
O Carinae presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,01.
Dellos elementos, como'l cobre, amuesen niveles más baxos que nel Sol ([Cu/H] = -0,26), ente qu'otros como sodiu y aluminiu son sobreabundantes ([Al/H] = +0,29).
O Centauri
O Centauri (O Cen / HD 109231 / HIP 61286) ye una estrella variable na constelación de Centauru.
Ye una estrella alloñada, que la so distancia respectu al Sistema Solar nun pudo ser determinada con precisión; diverses fontes dan una cifra entendida ente 1115 y 3550 años lluz.
O Centauri ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M3.5IIe.
Tien una baxa temperatura superfical de 3285 K y la so lluminosidá ye 226 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Anque la so masa nun ye bien conocida, el valor más probable ye de 0,9 mases solares.
Nun ye una estrella de carbonu, siendo la so rellación C/O inferior a la unidá.
O Centauri ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,0 y +14,0 a lo llargo d'un periodu de 220,28 díes.
Nun futuru non bien alloñáu, O Centauri va espulsar les sos capes esteriores creando una nebulosa planetaria, quedando'l nucleu remanente como una nana blanca.
O Coronae Borealis
O Coronae Borealis (O CrB / HD 136175 / HIP 74881) ye una estrella variable na constelación de Corona Boreal que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +7,66 y +8,79. Alcuéntrase a una distancia averada de 1100 años lluz del Sistema Solar.
O Coronae Borealis ye una estrella binaria cercana (del tipu SD, binaria semidesprendida), onde los dos componentes tópense abondo cerca como por qu'esista tresferencia de masa ente elles.
La más lluminosa d'elles ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B6V con una temperatura efectivo de 15.311 K. Ye tamién la componente más masiva con una masa de 4,7 mases solares y una lluminosidá 331 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so acompañante ye una estrella xigante o subxigante mariella de tipu G0III-IV y 5.808 K de temperatura. 25 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa de 2,60 mases solares. El diámetru d'esta postrera —casi 5 vegaes mayor qu'el del Sol— ye casi'l doble qu'el de la so compañera.
Coles mesmes, O Coronae Borealis ye una binaria eclipsante qu'esibe dos eclises desiguales, con cayíes de rellumu de 1,13 y 0,06 magnitúes. L'eclís principal tien llugar cuando la estrella mariella, de mayor tamañu pero menor lluminosidá, pasa per delantre de la estrella blancu-azulada.
El periodu orbital del sistema ye de 3,4522 díes.
Mui cerca, nel mesmu campu visual, alcuéntrase la tamién estrella variable AX Coronae Borealis, un astru de tipy BY Draconis descubiertu nel añu 2006.
O Delphini
O Delphini (O Del / HD 197812 / HR 7941 / SAO 106458) ye una estrella variable na constelación del Delfín, asitiada 2º al norte de la brillosa γ Delphini. Alcuéntrase aprosimao a 1115 años lluz de distancia del Sistema Solar.
O Delphini ye una xigante o superxigante colorada de tipu espectral M5Iab o M5II-III. Ye una estrella fría que la so temperatura superficial ye de namái 3119 ± 13 K que la so lluminosidá bolométrica ye 10.000 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 84 vegaes más grande qu'el radiu solar, si tuviera nel llugar del Sol estiéndese hasta la órbita de Mercuriu.
El so espectru amuesa la presencia de tecneciu, elementu del procesu-s producíu por nucleosíntesis estelar.
La característica más notable d'O Delphini ye la so variabilidá, tando clasificada como una estrella variable pulsante semirregular de tipu SRB, esto ye, con una periodicidá pocu definida. El so rellumu bazcuya ente magnitú +7,6 y +8,9 nun periodu inciertu de 110 díes. Sicasí, estudios de les curva de lluz curvu de lluz a lo llargo de tol sieglu XX indiquen que'l periodu dominante ye un periodu al llargu plazu d'unos 1200 díes, magar na década de 1940 hubo un aumentu de la amplitú nuna magnitú pero ensin cambéu na periodicidá.
Tocantes a la presencia de tecneciu, esti metal de curtia vida namái foi reparáu en variables semirregulares que'l so periodu ye de más de 100 díes y que tienen una masa cimero a dos mases solares.
O Equulei
O Equulei (O Equ / IRAS 20547+0247) ye una estrella variable na constelación de Equuleus de magnitú aparente +14,50 en banda B. Alcuéntrase a una distancia envalorada de 5000 años lluz (1500 pársecs) del Sistema Solar.
O Equulei ye una estrella peculiar que'l so espectru ópticu ye unu de los más estraños reparaos. Los sos espectros, llograos en 1994, tán apoderaos por grupos d'absorción fuertes de óxidos metálicos, hasta ciertu puntu similares a los de xigantes coloraes de tipu espectral M.
Les bandes debíes a TiO, AlO, y VO paecen tener un orixe circumestelar —provenientes de material qu'arrodia a la estrella— y non fotosférico.
O Equulei amuesa, amás, otres peculiaridaes. Les sos emisiones máser d'OH y HO varien tantu en velocidá como n'intensidá.
Coles mesmes, la so elevada velocidá radial (78 km/s) y la so llatitú galáctica (-26º) suxuren un nexu cola población del halo galácticu.
O Equulei ta catalogada como una variable irregular de llargu periodu (LB) que'l so rellumu —en banda B— varia ente magnitú +14,5 y +15,5. Anque en 1994 la so magnitú visual yera aprosimao +9, observaciones posteriores —1996, 1998 y 1999— rexistraron un amenorgamientu na so magnitú a +13.
Les variaciones en magnitú visual según l'orixe del material circumestelar permanecen inexplicaes; sicasí, la estraña naturaleza del so espectru ópticu suxure que la estrella pudiera entrar nuna etapa de rápida evolución.
Per otra parte, suxurióse qu'el acrecimientu d'un planeta xigante escontra una creciente xigante colorada pudo faer que les capes esteriores de la estrella xiren lo suficientemente apriesa como pa provocar una efusión ecuatorial —o discu n'espansión—, responsable de la peculiar redolada d'O Equulei.
O Geminorum
O Geminorum (O Gem / HD 64511 / GCRV 59196) ye una estrella variable na constelación de Xéminis. Ye l'arquetipu d'un tipu de variables cataclísmicas llamaes novas nanes. Descubierta pol astrónomu John Russell Hind en 1855, foi reparada de cutio dende entós.
O Geminorum ye un sistema binariu onde la componente primaria ye una nana blanca trupa y caliente, y la componente secundaria ye una fría nana colorada de la secuencia principal. La nana blanca tien una masa de 1,20 mases solares, ente que la so compañera tien una masa equivalente al 42% de la masa solar. Los dos estrelles tán bien próximes ente sigo y orbitan a gran velocidá. El so periodu orbital ye de namái 4 hores y 11 minutos. 
La nana colorada ta tan próxima a la estrella principal que pierde materia de la so superficie en beneficiu de la nana blanca. Esti material forma un discu de acrecimientu en redol a esta postrera. N'intervalos casi periódicos, d'unos 100 años, el discu desestabilízase y una gran cantidá de materia cai na nana blanca, que de resultes, sufre un españíu. Estos españíos faen que'l rellumu de la estrella aumente unos cien vegaes.
Amás de los españíos, O Geminorum sufre frecuentes eclises cuando una de les estrelles pasa per delantre de la otra, lo que fai que, en condiciones normales, la so magnitú aparente varie ente +14,1 y +15,0. La duración del eclís ye d'unos 20-25 minutos. Mientres los españíos la so magnitú aumenta hasta +9,0.
O Monocerotis
O Monocerotis (O Mon / HD 59693 / HIP 36521 / SAO 134775) ye una estrella variable na constelación de Monoceros, el unicorniu. Alcuéntrase a unos 2510 años lluz de distancia del Sistema Solar.
O Monocerotis ye una variable RV Tauri catalogada con tipu espectral K0Ib, siendo'l so lluminosidá bolométrica averada 3800 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so periodu fundamental de variación ye de 92,26 díes, mientres el cual el so rellumu varia dende magnitú +6,10 a +8,80. Ye la segunda estrella más brillosa d'esta clase de variables dempués de R Scuti. El so conteníu en fierro en rellación al de hidróxenu equival al 16% del atopáu nel Sol.
La esplicación de la variabilidá al llargu plazu ye incierta, anque'l modelu principal implica la esistencia d'un sistema binariu arrodiáu por un toru de polvu que dacuando clisa a la estrella RV Tauri.
Los parámetros orbitales calculaos pal sistema O Monocerotis corresponder con un periodu de 2597 díes y una escentricidá ε = 0,43, d'alcuerdu a la modulación del so rellumu al llargu plazu (2475 díes).
O Ophiuchi
O Ophiuchi (O Oph) ye un sistema estelar variable de magnitú aparente media +5,72 asitiáu na constelación de Ophiuchus.
Alcuéntrase a 756 ± 20 años lluz del Sistema Solar.
La componente más brillosa d'esti sistema ye una binaria espectroscópica formada por dos estrelles blancu-azulaes de tipu espectral B5V y B6V respectivamente.
La primera d'elles tien una temperatura efectivo de 16.440 K y ye 794 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de 5,27 mases solares y un radiu 3,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 125 km/s.
La estrella B6V ye daqué menos caliente, siendo la so temperatura superficial de 15.590 K.
Relluma con una lluminosidá 513 vegaes mayor que la lluminosidá solar —equivalente al 72% de la de la so compañera— y ye 4,74 vegaes más masiva que'l Sol.
El so radiu ye 3,1 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so velocidá de rotación ye igual o superior a 115 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 1,6773 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable; nel eclís primariu'l so rellumu mengua 0,72 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,62 magnitúes.
Piénsase que felicidá componente pue ser, de la mesma, una binaria non eclipsante compuesta por dos estrelles idéntiques.
Caúna elles tendría una temperatura de 7000 K, una masa un 48% mayor que la masa solar y un radiu un 45% más grande qu'el del Sol.
La distancia ente los dos binaries ye de 6,23 UA, siendo'l periodu orbital de 21,2 años aprosimao.
Les órbites nun son coplanares.
Una compañera visual de magnitú 12,1, separada 20,7 segundos d'arcu, puede completar del sistema. 
Ye una nana mariella de tipu G0V que la so masa puede ser un 16% inferior a la solar.
O Orionis
O Orionis (O Ori / HD 39816 / HR 2063) ye una estrella variable na constelación d'Orión, visualmente asitiada 21 minutos d'arcu al oeste de χ Orionis. Alcuéntrase aprosimao a 1000 años lluz del Sistema Solar.
O Orionis ye una variable Mira rica en oxíxenu de tipu espectral M8III.
El so rellumu bazcuya ente magnitú +4,8 y +13 nun periodu de 368,3 díes, reparándose una variación en dichu periodu a lo llargo del tiempu ente 367,9 y 376,0 díes.
El so diámetru angular, midíu en banda K y correxíu pol efectu de escurecimientu de llimbu, ye de 10,86 milisegundos d'arcu; a una distancia de 1000 años lluz, correspuende a un radiu 470 vegaes más grande qu'el del Sol.
Por aciu tapecimientu llunar midióse un valor similar del so diámetru angular, tamién en banda K, de 11,90 milisegundos d'arcu; coles mesmes, esiste evidencia de que la so atmósfera puede ser asimétrica.
O Orionis tien una temperatura superficial de 2905 ± 80 K y la so lluminosidá envalórase 9700 ± 4000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
O Orionis ye una estrella brillosa nel infrarroxu, que'l so espectru nesta rexón amuesa vapor d'agua según llinies d'emisión fuertes d'OH. Coles mesmes esiste emisión d'agua na rexón de microondes y emisión máser de SiO. La polarización de la radiación emitida probablemente ta producida pola presencia de polvu circumestelar.
O Pegasi
O Pegasi (O Peg / HIP 118149 / SAO 108933) ye una estrella variable de magnitú aparente +9,23.
Encuadrada na constelación de Pegasu, visualmente alcontrar a pocu más de 3º al sur de φ Pegasi.
Ta a 454 años lluz del Sistema Solar.
O Pegasi ye una binaria de contactu, lo qu'implica que los sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu G2.
La componente más masiva —con una masa de 1,15 mases solares— tien una temperatura efectivo de 5515 K y un radiu un 20% más grande qu'el del Sol.
La componente secundaria tien un terciu de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 5800 K.
El so radiu equival al 73% del radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo namái 0,012 UA o 2,52 radios solares.
El periodu orbital del sistema ye de 9 hores (0,3748 díes) y mengua col tiempu.
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, O Pegasi constitúi tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,53 magnitúes nel eclís principal y 0,50 magnitúes nel secundariu.
O Sagittae
O Sagittae (O Sge) ye una estrella variable na constelación de Sagita, la flecha.
Visualmente alcontrar a pocu menos de 2º al sur de 1 Vulpeculae.
La so magnitú aparente media ye +6,50 y alcuéntrase a 782 años lluz del Sistema Solar.
O Sagittae ye una binaria compuesta por una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B7.5IV-V, la estrella primaria, y una xigante mariella de tipu G2III-IV, la estrella secundaria.
La primaria tien una temperatura efectivo de 12.250 K, anque paez ser que na so superficie esiste un llurdiu caliente con una temperatura cimero de 20.000 K.
Tien una masa 5,45 vegaes mayor que la masa solar y el so radiu ye 4,11 vegaes más grande qu'el del Sol.
L'acompañante tien una temperatura de 5500 K y una masa doble de la del Sol.
El so tamañu, igual a 5,64 radios solares, ye daqué mayor qu'el de la so compañera.
El sistema constitúi una «binaria semidesprendida»; la xigante mariella llena la so lóbulu de Roche, perdiendo materia que cai directamente escontra la estrella caliente.
La tasa añal de perda de masa estelar equival a 2,04 vegaes la masa solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 3,3806 díes, siendo la órbita prácticamente circular (ε = 0,03).
O Sagittae ye una binaria eclipsante onde'l eclís de la estrella primaria, que supón una cayida de rellumu de 2,83 magnitúes, ye total.
O Sagittarii
O Sagittarii (O Sgr / HD 170764 / HR 6947) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. Forma parte del cúmulu abiertu M25 o IC 4725. 
Al igual que X Sagittarii, W Sagittarii y Y Sagittarii, toes elles nesta mesma constelación, O Sagittarii ye una variable cefeida; la so magnitú aparente bazcuya ente +6,28 y +7,15 nun periodu de 6,7452 díes, magar se reparó un aumentu nel periodu de 5,11 segundos per añu. De tipu espectral G1Ib, la so temperatura efectivo ye de 5540 K. El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 43 y 51 vegaes el radiu solar. La so masa ye 5,1 vegaes mayor que la masa solar.
Tien un conteníu metálico similar al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,08.
Anque polo xeneral los niveles de los distintos elementos nun difieren descomanadamente de los valores solares, apréciase arriquecimientu de sodiu y cinc ([Zn/H] = +0,27), según ciertu emprobecimientu en escandiu y magnesiu.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 1760 años lluz, daqué inferior a la envalorada pal el cúmulu M25 (unos 2000 años lluz).
O Vulpeculae
O Vulpeculae (O Vul / HD 185059 / HR 7458) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula. Alcuéntrase 44 minutos d'arcu al sur de 9 Vulpeculae.
Al igual que T Vulpeculae, nesta mesma constelación, O Vulpeculae ye una variable cefeida; el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,73 y +7,54 nun periodu de 7,9907 díes. De tipu espectral F5Iab, la so temperatura efectivo ye de 5550 K. El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 51 y 57 vegaes el radiu solar. Tien un conteníu metálico similar al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,11. La so masa ye 5 vegaes mayor que la masa solar.
Per otra parte, O Vulpeculae ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 2510 díes. La órbita del sistema ye considerablemente escéntrica, con un valor de ε = 0,675.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 2080 años lluz, non bien distinta a la llograda a partir de la midida de la so paralax (2250 años lluz).
Unukalhai
Unukalhai (α Ser / α Serpentis / 24 Serpentis) ye la estrella más brillosa de la constelación de Serpens, la culiebra, asitiada na parte occidental de la mesma (Serpens Caput).
Unukalhai, según les sos variantes Unuk, Unuk al Hai o Unuk Elhaia, proceden del árabe عنق الحية, "cunuq[o] al-ħayya[h]", y signifiquen «el pescuezu de la culiebra». Otru nome menos frecuente, Cor Serpentis, provién del llatín y significa «el corazón de la culiebra».
Esta estrella puede ser la "Lucidus Anguis" qu'apaez nes obres Ovidiu y Virxiliu.
Asitiada a 73 años lluz del Sistema Solar, Unukalhai ye una xigante naranxa de tipu espectral K2IIIb, bien similar a Hamal (α Arietis) y Cebalrai (β Ophiuchi). De magnitú aparente +2,63, la so lluminosidá —incluyida la radiación qu'emite na rexón infrarroxa— ye 70 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Con un radiu aprosimao 15 vegaes más grande qu'el radiu solar, la so enerxía provién del tresformamientu de heliu en carbonu y oxíxenu. La so temperatura efectivo de 4300 K dexa calificala como xigante naranxa «caliente» y, como tal, emite rayos X, a diferencia de xigantes naranxes más fríes que nun lo faen.
Con una masa un 79% mayor que la masa solar, la so metalicidá ye casi un 50% más elevada que l'atopada nel Sol ([Fe/H] = +0,17).
Visualmente Unukalhai tien una compañera de magnitú +11,8 a 58 segundos d'arcu de la estrella principal que nun paez tar físicamente venceyada a ella.
Upsilon Andromedae
Upsilon Andromedae (tamién "υ And" ó "υ Andromedae") ye una estrella binaria, aprosimao a 44 años lluz de la Tierra, y de unos trés mil millones d'años d'edá, dos tercios la edá del nuesu Sol. Vista dende la tierra, υ Andromedae ta na Constelación d'Andrómeda, y ta a unos 10 graos al este de la Galaxa d'Andrómeda. La estrella principal ye abondo similar al sol pero llixeramente más caliente y brillante, del tipu espectral F8V.
υ Andromedae foi la primer estrella de la secuencia principal na que s'atopó más d'un planeta estrasolar. Hasta agora, cuatro planetes fueron afayaos nel sistema planetariu; créese que los cuatro son xigantes gaseosos.
υ Andromedae b ye un planeta que orbita desaxeradamente cerca de la estrella, y foi unu de los primeres "Xúpiteres calientes" descubiertos. El planeta tien una masa comparable a la de los xigantes gaseosos del nuesu Sistema Solar.
υ Andromedae c ye un planeta col doble de la masa de Xúpiter que orbita nuna órbita escéntrica más cercanu a la estrella que la Tierra al Sol. La gran masa del planeta indica que ye bien probable que sía un xigante gaseosu. Según les simulaciones, les interacciones gravitacionales col planeta esterior faen que la escentricidá de la órbita del planeta c camude col tiempu, cola órbita pasando a ser circular una vegada cada 7000 años. Esta situación ye bien estraña y créese que pue ser la resultancia de les interacciones planeta-planeta na hestoria temprana del sistema de υ Andromedae.
υ Andromedae d ye un gran planeta casi cuatro veces más masivu que Xúpiter. Basándose na so gran masa piénsase que ye un xigante gaseosu. Tien una órbita escéntrica na parte esterior de la zona habitable de la estrella.
υ Andromedae y ye'l planeta más paecíu a Xúpiter descubiertu hasta agora, tantu en masa como en periodu orbital.
υ Andromedae B ye una estrella nana colorada alcontrada a aprosimao 700 UA de la estrella principal y a 600 UA del baricentru del sistema estelar.
Upsilon Orionis
Upsilon Orionis (υ Ori / υ Orionis) ye una estrella nel Orion constelación. Tien el nome tradicional Thabit (árabe pa "la imperturbable").
Thabit belongs to the spectral class B0V and has apparent magnitude +4.62 . Thabit pertenez a la clase espectral B0V y tien una magnitú aparente de 4,62. Thabit ta aprosimao a 1545 años lluz de la Tierra.
Upsilon2 Eridani
Upsilon-2 Eridani / Theemin(Upsilon Eri, υ Eridani, υ Eri) ye una estrella xigante mariella de tipu espectral G asitiada na constelación del Ríu Erídanu. Tien una magnitú aparente d'aprosimao +3.817 y ta a una distancia de 209 años lluz.Tradicionalmente, tien el nome de Theemim, Theemin o Beemin.
En chinu, (), significa "el güertu celeste" en referencia al asterismo que contién a υ Eridani, χ Eridani, φ Eridani, κ Eridani, HD 16754, HD 23319, θ Eridani, HD 24072, HD 24160, υ Eridani, 43 Eridani y υ Eridani. Arriendes d'ello, υ Eridani por sigo mesma ye conocida como (, la decimosegunda estrella del güertu celeste.)
UU Aurigae
UU Aurigae (UU Aur / HD 46687 / HR 2405) ye una estrella variable na constelación d'Auriga. Alcuéntrase a una distancia averada de 1350 años lluz del Sistema Solar.
UU Aurigae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 con una temperatura superficial de 2760 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en UU Aurigae ye de 1,063.
Amás, esperimenten una importante perda de masa estelar; UU Aurigae facer a razón de 7,6 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —na totalidá de llonxitú d'onda— una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu ye 16.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —12,10 ± 0,42 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, unes 540 vegaes más grande que la solar; dichu valor, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averáu.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de UU Aurigae varia ente magnitú aparente +4,90 y +7,00 nun periodu de 441 díes.
UU Comae Berenices
UU Comae Berenices (UU Com / 21 Comae Berenices / HD 108945 / HR 4766) ye una estrella variable na constelación de Melota de Berenice.
Dellos códices antiguos apunten a qu'esta estrella d'antiguo recibía'l títulu de Kissīn, una especie d'hiedra, convólvulo o rosa montés trepadora.
De magnitú aparente media +5,44, alcuéntrase a 311 años lluz de distancia del Sistema Solar.
UU Comae Berenices ye una estrella clasificada como A2pv qu'amuesa un espectru peculiar, indicáu pola lletra "p".
Nesta clase d'estrelles reparar sobreabundancia de dellos elementos —estronciu nel casu de UU Comae Berenices— y campos magnéticos intensos, siendo'l valor mediu del campu magnéticu de UU Comae Berenices de 537 G.
La so temperatura efectivo ye de 8750 K y tien un radiu de 3 radios solares, siendo el so periodu de rotación de 1,92 díes.
Relluma con una lluminosidá 51 vegaes mayor que la del Sol y ye 2,4 vegaes más masiva qu'ésti.
Paez esistir un periodu principal de 2,1953 díes con variaciones secundaries cada 1,0256 y 0,9178 díes, magar esisten discrepancies ente los distintos observadores.
UU Piscium
UU Piscium (UU Psc / 35 Piscium / HD 1061) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,01 asitiáu na constelación de Piscis. Alcuéntrase aprosimao a 261 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema ye una binaria que les sos componentes son dos estrelles blancu-marielles idéntiques de tipu espectral F0V.
Tienen una temperatura efectivo envalorada de 7400 K y cada una d'elles ye 6,4 vegaes más lluminosa que nuesu Sol.
Dichos parámetros dexen envalorar el so radiu —un 55% más grande qu'el radiu solar— según la so masa, en redol a 1,6 mases solares.
Los dos estrelles son iguales a les componentes de Porrima (γ Virginis) pero la separación ente elles ye de namái 0,0258 UA —1700 vegaes menor qu'en Porrima—, equivalente a 3,5 vegaes el radiu de caúna de les estrelles. Al igual qu'asocede nel sistema Espiga (α Virginis), la fuerte atracción gravitatoria ente dambes aburuya la so forma —nun son esfériques—, polo que conforme mover na so órbita preséntennos cares de tamaños distintos, constituyendo una variable elipsoidal rotante.
El par nun aportar# a una binaria eclipsante, a pesar del so curtiu periodu orbital de 0,842 díes (20,2 hores).
Una tercera componente de magnitú +7,51, visualmente a 11 segundos d'arcu de la binaria, completa'l sistema estelar.
Ye tamién una estrella de la secuencia principal, anque de tipu F3V, que la so separación cola binaria ye de siquier 660 UA.
UV Arietis
UV Arietis (UV Ari / 38 Arietis / HD 17093) ye una estrella na constelación d'Aries de magnitú aparente +5,19 qu'atopa a 125 años lluz del Sistema Solar. 
UV Arietis ta catalogada como xigante o subxigante blanca de tipu espectral A7III-IV.
Con una temperatura efectivo de 7541 K, la so lluminosidá ye 11 vegaes mayor que la del Sol.
A partir del so diámetru angular envaloráu —0,406 segundos d'arcu— puede evaluase el so radiu, resultando ser ésti un 70% vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 71 km/s, siendo ésti una llende inferior, una y bones la velocidá real depende del enclín del so exa de rotación al respective de nós.
Esibe una metalicidá menor que la solar, siendo la so bayura relativa de fierro igual al 56% de la esistente nel Sol. Otros elementos evaluaos amuesen el mesmu enclín, magar el sodiu ye especialmente deficitariu una y bones el so conteníu ye namái una quinta parte de la solar.
UV Arietis ye una variable Delta Scuti, una de les más cercanes a nós dientro d'esti grupu. El so rellumu varia 0,04 magnitúes a lo llargo d'un periodu de 0,0355 díes, con sobretonos de 0,046 y 0,061 díes.
Per otra parte, per aciu tapecimientu llunar afayóse que UV Arietis ye una estrella binaria.
UV Piscium
UV Piscium (UV Psc / HD 7700 / HIP 5980) ye un sistema estelar de magnitú aparente +8,91
asitiáu na constelación de Piscis, 1º al sur de ζ Piscium.
UV Piscium ye un binaria espectroscópica onde la componente más brillosa ye una nana mariella de tipu espectral G5V
bien paecida a Sol.
Tien una temperatura efectivo de 5780 ± 100 K y la so lluminosidá ye un 23% mayor que la lluminosidá solar.
Con una masa de 0,98 mases solares, el so radiu ye un 11% más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 68 km/s.
La estrella secundaria ye una nana naranxa de tipu K3V que la so temperatura ye de 4750 ± 80 K.
La so lluminosidá equival al 30% de la que tien el Sol y la so masa ye igual a 3/4 partes de la masa solar.
El so radiu ye un 16% más pequeñu qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 53 km/s.
UV Piscium constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 0,861 díes.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,14 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,63 magnitúes.
Ye, amás, una variable RS Canum Venaticorum —lo qu'implica una intensa actividá cromosférica— según una radioestrella.
La edá del sistema envalórase en 7900 millones d'años.
UV Trianguli
UV Trianguli (UV Tri) ye una estrella de magnitú aparente +11,2 na constelación boreal de Triangulum.
Anque'l so paralax nun foi midida pol satélite Hipparcos, envalórase que la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 1560 años lluz.
Anque UV Trianguli figura na base de datos SIMBAD como de tipu espectral A3, estudios recién catalogar como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A8V o F0V.
La so temperatura efectivo ye de 7480 K y ye unes 8 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu equivalente a 1,74 radios solares y la so masa ye un 78% mayor que la del Sol.
El so metalicidá ye bien paecida a la de la nuesa estrella ([M/H] = -0,014).
UV Trianguli ye una variable Delta Scuti y ye, siquier, una variable biperiódica.
Detectáronse dos periodos, de 2,568 y 2,212 hores, pero probablemente esistan más; les respectives amplitúes de variación son 0,026 y 0,010 magnitúes.
Los cambeos de lluminosidá de les variables Delta Scuti son debíos a pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie; nel casu de UV Trianguli los dos maneres de pulsación atopaos son, probablemente, non-radiales.
Amás, na so curva de lluz reparar ciclos anómalos «aperiódicos», asemeyaos a los reparaos na estrella 59 Tauri.
Nel diagrama de Hertzsprung-Russell, UV Trianguli alcontrar na rexón onde s'asolapen les variables Delta Scuti y les variables Gamma Doradus.
Piénsase que UV Trianguli puede ser una variable Delta Scuti que pulsia en maneres non-radiales similares a los de les variables Gamma Doradus.
UX Fornacis
UX Fornacis (UX For / HD 17084) ye una estrella binaria na constelación de Fornax, el fornu, de magnitú aparente +8,05.
Alcuéntrase a 133 años lluz del Sistema Solar.
La primaria del sistema ye una nana mariella de tipu espectral G6V, asemeyáu, por casu, a HD 172051.
Tien una temperatura efectivo de 5500 K y una masa equivalente al 84% de la masa solar.
El so radiu ye apenes un 2% más pequeñu qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 48 km/s, más de veinte veces más apriesa que'l Sol.
La estrella secundaria ye una nana naranxa de tipu K0.5V —tamién clasificada como G0V o K3V— que la so temperatura ye de 4500 K.
La lluminosidá conxunta de dambes estrelles ye prácticamente igual a la lluminosidá solar.
Presenten un baxu conteníu metálico —equivalente al 40% del que tien el Sol—, ente que'l so conteníu de litiu sí ye más altu que la solar.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 0,95481 díes (22,9 hores), siendo'l semiexe mayor de la órbita de 0,021 UA.
El planu orbital ta inclináu 68º respectu al planu del cielu, polo que'l sistema nun constitúi una binaria eclipsante.
UX Fornacis ye una variable RS Canum Venaticorum, reparándose una variación de rellumu de 0,14 magnitúes.
Emite enerxía en forma de rayos X, siendo'l so lluminosidá en dicha rexón del espectru 0,123 × 10 W.
UX Herculis
UX Herculis (UX Her) ye una estrella variable na constelación d'Hércules.
Alcontrar a 1º25' al oeste de 93 Herculis.
La so magnitú aparente ye +9,05 y alcuéntrase aprosimao a 670 años lluz del Sistema Solar.
UX Herculis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
El so componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0V —catalogada tamién como A3— y 8600 K de temperatura efectivo.
Con una masa 2,7 vegaes mayor que la del Sol, el so radiu ye'l doble del radiu solar.
La estrella secundaria tien una temperatura de 4200 K y la so masa equival al 60% de la masa del Sol.
El so tamañu ye namái un 6% menor qu'el de la so compañera.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,5489 díes, siendo la órbita llixeramente escéntrica (ε = 0,08).
Mientres el eclís principal —cuando la estrella más fría intercepta la lluz de la estrella blanca— el rellumu del sistema mengua 1,16 magnitúes ente que nel secundariu, apenes perceptible, el descensu del rellumu ye de namái 0,06 magnitúes.
En 1965 detectar por vegada primer que'l periodu de UX Herculis ye inestable.
Achacóse esta inestabilidá a la presencia d'un tercer oxetu.
La so masa mínimo sería de 0,3 mases solares, lo que correspondería, nel casu de que sía una estrella de la secuencia principal, a una nana colorada M3-4.
Nel espectru visible, dichu oxetu sería 9 magnitúes más tenue que'l par AB.
UX Mensae
UX Mensae (UX Men / HD 37513 / HIP 25760) ye un sistema estelar de magnitú aparente +7,20
asitiáu na constelación de Mensa.
Alcuéntrase a 328 años lluz del Sistema Solar.
UX Mensae ye un sistema estelar triple.
La estrella más brillosa ye una binaria espectroscópica compuesta por dos nanes marielles de tipu espectral F8V.
De carauterístiques bien asemeyaes, tienen temperatures superficiales de 6200 y 6150 K respectivamente.
La componente A ye 2,4 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien una masa de 1,24 mases solares.
La so compañera relluma con una lluminosidá 2,1 vegaes mayor que la lluminosidá solar y ye un 20% más masiva que'l Sol.
Los sos radios respectivos son un 35% y un 28% más grande qu'el radiu solar.
La velocidá de rotación proyeutada de dambes asítiase ente los 15 - 16 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 4,1811 díes.
Ye, por tanto, una estrella variable; nel eclís primariu'l so rellumu mengua 0,77 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,67 magnitúes.
Anque los parámetros orbitales nun son bien conocíos, puede tardar en redol a 396 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
El sistema tien una metalicidá asemeyada a la solar y la so edá envalórase en 2500 millones d'años.
UX Orionis
UX Orionis (UX Ori / HD 293782 / HIP 23602) ye una estrella variable na constelación d'Orión. La so magnitú aparente varia ente +8,70 y +10,80 ensin qu'esista un periodu conocíu.
Ta asitiada na nebulosa escura LDN 1616 cerca de la asociación estelar Orión OB1c, siendo la so distancia averada respectu al Sistema Solar de 400 pársecs (1300 años lluz).
Tien una acompañante que la so separación visual ye de 0,022 segundos d'arcu.
UX Orionis ye una estrella Herbig Ae/Be, una estrella pre-secuencia principal na fase de contracción previa enantes d'empezar a fundir la so hidróxenu en heliu; desaxeradamente nuevu, la so edá envalórase ente 2,5 y 3,1 millones d'años.
De tipu espectral A3 IIIe, tien una temperatura efectivo ente 6080 y 6662 K. 
La so masa averada ye de 2,45 mases solares y relluma con una lluminosidá ente 49 y 63 vegaes la del Sol.
Con un diámetru 3,2 ~vegaes más grande qu'el diámetru solar, nun esiste consensu al respective dla so velocidá de rotación proyeutada; diversos autores dan valores que van dende 70 a 215 km/s.
Piénsase que UX Orionis tópase somorguiada nuna peculiar redolada de polvu, responsable de la fana al azul reparáu nel so espectru, según del aumentu na polarización conforme la estrella averar al rellumu mínimu.
Dicha variabilidá foi interpretada en términos d'eclises producíos por un esferoide oblato de polvu inclinao qu'envolubra a la estrella; ésti podría tar compuestu por granos de obsidiana d'un tamañu siquier 30 vegaes mayor qu'el de los granos del mediu interestelar.
UX Tauri
UX Tauri (UX Tau / HD 285846 / HIP 20990) ye un sistema estelar que s'atopa na constelación de Tauru a unos 450 años lluz de distancia del Sistema Solar. Ta compuestu por trés nuevos estrelles T Tauri, que la so edá envalórase en namái un millón d'años. La componente principal del sistema, UX Tauri A, tien tipu espectral G5V:y, UX Tauri B ye de tipu M2y, y la más tenue del sistema, UX Tauri C, ye de tipu M5. Ésta última ye un oxetu de baxa masa cerca de la llende de ignición del hidróxenu. Catalogada como estrella variable, el so rellumu varia ente magnitú aparente +10,6 nel máximu y +13,7 nel mínimu.
UX Tauri A ye una estrella asemeyada al Sol, anque muncho más nuevu, arrodiada por un discu protoplanetariu. En dichu discu detectóse un espaciu vacíu que s'estiende dende 0,2 a 56 UA de la estrella, lo qu'equival, nel nuesu Sistema Solar, a aprosimao al espaciu qu'esiste ente Mercuriu y Plutón. Piénsase que la formación d'unu o dellos planetes pue ser responsable de la esistencia d'esti vacíu. L'espaciu vacíu ta arrodiáu, en dambos estremos, por dos gruesos discos de polvu, lo que-y estrema d'otros discos circumestelares, onde la estrella central tien bien pocu o nada de polvu al so alredor. El discu esterior, asitiáu más allá de 56 UA, contién silicatos cristalinos.
UY Centauri
UY Centauri (UY Cen) ye una estrella variable na constelación de Centauru.
Tien magnitú aparente media +7,04 y la so variabilidá afayóse por W. Fleming y Y.C. Pickering en 1911.
La so distancia al Sistema Solar envalórase ente 1920 y 2250 años lluz.
UY Centauri ye'l prototipu de les estrelles SC», estrelles de carauterístiques entemedies ente les estrelles S y les estrelles de carbonu.
Esta clase d'estrelles son bien pocu frecuentes; entá siendo estrelles bien fríes —la temperatura superfical de UY Centauri ye de 2400 K—, nos sos espectros prácticamente nun se reparen bandes moleculares pero sí numberoses llinies atómiques, por cuenta de que la so rellación carbonu/oxíxenu ye bien próxima a la unidá.
Amuesen escesu nel infrarroxu a 60 μm por cuenta d'episodios pasaos de perda de masa estelar y formación de polvu.
Ello ye que en 2005 detectar en UY Centauri un nuevu episodiu de formación de polvu acompañáu d'un amenorgamientu del so rellumu de 2 magnitúes en banda V.
Na actualidá, la so perda de masa envalórase en 1,7 × 10 mases solares per añu. 
Les estrelles como UY Centauri alcuéntrase nes últimes etapes de la evolución estelar y son considerablemente lluminoses.
UY Centauri tien una lluminosidá 4000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Otra característica d'estes estrelles ye'l so gran tamañu; el radiu de UY Centauri ye 370 ~ vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 1,74 UA.
La composición elemental de UY Centauri difier en dellos aspeutos de la del Sol, con una mayor bayura relativa de litiu que la nuesa estrella y unos conteníos de los elementos ente'l sodiu y el fierro —cola posible esceición del vanadiu— comparables a les solares.
Los elementos más pesaos qu'el cobaltu, son, con delles esceiciones, más «sobrebundantes» que nel Sol.
Esta variabilidá nun ta rellacionada col escurecimientu por polvu sinón con pulsaciones na superficie estelar.
UY Pictoris
UY Pictoris (UY Pic) ye un sistema estelar na constelación de Pictor.
Alcuéntrase a 82 años lluz del Sistema Solar y allóñase de nós a unos 33 km/s; fai 762.000 años tuvo a namái 7,6 años lluz de distancia.
La componente principal del sistema, HIP 26373, ye una nana naranxa de magnitú aparente +8,2.
Tien tipu espectral K0V y una temperatura superficial de 5200 K.
El so radiu ye un 10% más pequeñu qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 17,7 km/s. El so periodu de rotación ye de 4,52 díes.
Tien una masa un 10% inferior a la masa solar y ye una estrella bien nueva con una edá averada de 23 millones d'años.
Presenta una metalicidá equivalente a una tercer parte de la que tien el Sol ([Fe/H] = -0,49) pero la so bayura de litiu ye cimeru a la solar (log[Li] = 2,68).
Nun se detectó escesu na emisión infrarroxa nin a 24 μm nin a 70 μm, polo que nun paez tar arrodiada por un discu circumestelar de polvu.
Catalogada como variable de tipu RS Canum Venaticorum, la oscilación del so rellumu ye de 0,13 magnitúes.
La componente secundaria del sistema, HIP 26369, tien magnitú 9,8 y ta separada visualmente de la primaria 18 segundos d'arcu.
Ye una nana naranxa de tipu K6Ve con una temperatura de 4197 K.
La so velocidá de rotación ye de siquier 28 km/s y tien una masa de 0,7 mases solares.
El sistema ye miembru de la nueva Asociación estelar de AB Doradus, de la que tamién formen parte, ente otros, AB Doradus, AK Pictoris y PW Andromedae.
UY Scuti
UY Scuti ("V* UY Sct, BD-12 5055, IRC -10422, RAFGL 2162") ye una estrella hiperxigante colorada na constelación del Escudu. Ye una de les estrelles más grandes , y tien un radiu equivalente a 1708 ± 192 radios solares (un diámetru que correspondería a 2.375.828.000 kilómetros). Si esta estrella fuera nuesu Sol, englobaría tolos planetes hasta Xúpiter y llegaría hasta la metá de la órbita de Saturnu. UY Scuti tien un volume d'aprosimao 5 mil millones de vegaes el del Sol. La segunda estrella más grande conocida anguaño ye "Westerlund 1-26".
UY Scuti ye una estrella semirregular variable con un periodu correspondiente a 740 díes, presentando llixeres variaciones col tiempu. Esta estrella taba casi totalmente escurecida por polvu y gas, similar a la nube de gas de la hiperxigante colorada VY Canis Majoris (estrella con un tamañu menor al de UY Scuti). Por cuenta de esto, la cuestión del so verdaderu tamañu inda s'alderica, y podría tener un tamañu menor al envaloráu hasta agora.
UY Volantis
UY Volantis (UY Vol) ye una binaria de rayos X de baxo masa asitiada na constelación del Pexe Volador.
Tien magnitú aparente +16,9 y alcuéntrase a una distancia non cimera a 6 kilopársecs —19.500 años lluz— del Sistema Solar.
UY Volantis afayóse en 1985 pol satélite EXOSAT, revelando españíos termonucleares y de rayos X.
Amuesa eclises —simultáneamente nel espectru visible y en rayos X— de 8,3 minutos en cada órbita de 3,82 hores de duración.
Tamién se caracteriza por una alta variabilidá en baxes y altes frecuencies.
UY Volantis empezó una transición d'actividá a quiescencia n'agostu de 2008, dempués de más de 24 años de continua acreción.
De magar, foi exhaustivamente estudiada por dellos observatorios de rayos X.
UY Volantis ye un sistema binariu formáu por una estrella de neutrones y una compañera estelar; esta postrera, asumiendo que ta na secuencia principal, puede tener una masa ente 0,11 y 0,45 mases solares.
UY Volantis ye la única fonte onde se detectaron llinies d'absorción movíes hacia'l bermeyu mientres los españíos de rayos X, evaluándose la so rellación masa/radio, igual a 0,152 mases solares/km.
En 2010, la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— yera de 5,6 erg/s, un 46% superior a la lluminosidá solar, ente que la so temperatura efectivo algamaba los 109 eV —más de 1.200.000 K—.
La corteza de la estrella de neutrones presenta una elevada conductividá térmica y contién material con poques impureces.
Coles mesmes, piénsase que dicha corteza ta mui cerca d'algamar el equilibriu térmicu col nucleu, y que la estrella de neutrones ta esfreciéndose pomediante mecanismo estándar.
La frecuencia de rotación de UY Volantis ye de 552 Hz, que correspuende a un periodu de rotación de 1,812 milisegundos.
UZ Leonis
UZ Leonis (UZ Lleo / HIP 52249 / BD+14 2280) ye una estrella variable de magnitú aparente máxima +9,58.
Encuadrada na constelación de Lleo, visualmente alcontrar a pocu más de 1,5º de 52 Leonis.
Ta aprosimao a 520 años lluz del Sistema Solar.
UZ Leonis constitúi una binaria de contactu onde los dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral conxuntu F2 —A7 según otru estudiu—.
La componente más masiva —con una masa de 2,07 mases solares— tien una temperatura efectivo de 7250 K y un radiu 2,06 vegaes más grande qu'el del Sol.
La componente secundaria tien el 30% de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 7574 K.
El so radiu ye un 20% mayor qu'el radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo por namái 4,25 radios solares o 0,018 UA.
El periodu orbital del sistema ye de 0,61805 díes y paez ser variable.
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, UZ Leonis ye tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu aparra 0,57 magnitúes nel eclís principal y 0,54 magnitúes nel secundariu.
V Aquilae
V Aquilae (V Aql / HD 177336 / HIP 7220) ye una estrella variable na constelación de Águila. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.
V Aquilae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6 con una temperatura superficial de namái 2525 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor qu'el de oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en V Aquilae ye de 1,25.
Amás, estes estrelles esperimenten una perda de masa estelar significativa; V Aquilae facer a razón de 6,6 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 14.200 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 10,32 ± 0,70 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 620 vegaes más grande qu'el diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de V Aquilae varia ente magnitú aparente +6,6 y +8,4 nun periodu de 353 díes.
V Arietis
V Arietis (V Ari / HD 13826 / HIP 10472) ye una estrella variable na constelación d'Aries. Alcuéntrase a una imprecisa distancia de 2250 años lluz del Sistema Solar.
V Arietis ye una estrella de carbonu de tipu espectral C-H3.5.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que nel Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu. V Arietis ye, amás, una estrella CH, consideraes estrelles de Población II probes en metales.
Ello ye que V Arietis tien una metalicidá estraordinariamente baxa, igual al 0,3% de la que tien el Sol. Coles mesmes, ye considerada una estrella rica n'elementos de procesu-s. Sicasí, a diferencia d'otres estrelles asemeyaes que presenten un eleváu conteníu de chombu —productu final nel procesu-s— la bayura relativa d'esti metal ye un orde de magnitú inferior de lo que cabría esperar ([Pb/Fe] = +1,20 ± 0,2).
Considerada una variable semirregular SRC, el so rellumu varia ente magnitú aparente +8,45 y +8,90 nun periodu de 58,7 díes.
La so temperatura efectivo envalórase en 4100 K y la so lluminosidá bolométrica ye casi 2000 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular, 3,50 milisegundos d'arcu, conduz a un diámetru real 340 vegaes más grande qu'el del Sol, valor namái averáu dada la incertidume na distancia a la que s'atopa.
V Centauri
V Centauri (V Cen / HD 127297 / HR 5421) ye una estrella variable na constelación de Centauru. 
Asemeyáu a Mekbuda (ζ Geminorum) o β Doradus, ye una cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,43 y +7,21 nun periodu de 5,4938 díes.
Nesta clase de variables pulsantes, esiste una rellación, llamada ley período-lluminosidá, que venceya directamente la so magnitú absoluta col so periodu de pulsación, lo que les convierte n'importantes candeles estándar pa midir distancies nel Universu.
V Centauri ye una superxigante mariella de tipu espectral mediu F5Ia —variable ente F5 y G0— con una temperatura efectivo de 5920 ~ K.
Tien un radiu entendíu ente 40 y 45 vegaes el radiu solar y una masa 5,0 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,04.
La distancia de V Centauri respectu al Sistema Solar foi envalorada en 2200 ± 68 años lluz.
Sicasí y d'alcuerdu a otru estudiu, la so pertenencia al cúmulu abiertu NGC 5662 —V Centauri ye una «cefeida de cúmulu» al igual que O Sagittarii o S Normae— alzaría la so distancia hasta los 2575 años lluz.
V Puppis
V Puppis (V Pup / HD 65818 / HR 3129) ye un sistema estelar variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. De magnitú aparente media +4,45, alcuéntrase a unos 1165 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V Puppis ye una estrella binaria cercana formada por una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral B1V y una subxigante de tipu B3IV. La primera d'elles, la más caliente con una temperatura de 28.200 K, ye tamién la más lluminosa del par, siendo'l so lluminosidá 16.900 vegaes superior a la del Sol.
13 vegaes más masiva que'l Sol, el so radiu ye aprosimao 5,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La estrella subxigante, con una temperatura de 26.600 K, relluma con una lluminosidá 7.940 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 4,2 vegaes más grande qu'el del Sol, la masa d'esta segunda estrella ye incierta, pudiendo tar entendida ente 7,8 y 11 mases solares.
El periodu orbital del sistema, bien curtiu, ye de 1,4545 díes. La separación ente les componentes ye de namái 15 radios solares, polo que casi tán en contacto. Ello ye que la enorme fuerza de marea de la estrella mayor sobre la menor fai qu'ésta última enllene la so lóbulu de Roche, esistiendo tresferencia de masa dende la estrella subxigante escontra la so compañera de mayor tamañu. Coles mesmes, cuidao que la enclín de la órbita ye de 11º, produzse un eclís parcial cuando una de les estrelles transita per delantre de la otra; ésti ye más acusáu cuando la estrella más pequeña y fría pasa per delantre de la más grande y caliente. Sicasí, inclusive fuera del momentu de los eclises, el rellumu del sistema varia de cutio por cuenta de la distorsión producida poles fuerces de marea y la rotación estelar.
Amás de too lo espuesto, un factor adicional fai d'esti sistema un casu singular. La observación de los eclises a lo llargo del tiempu amosó que la estrella binaria atopar n'órbita en redol a otra gran masa, con un periodu de 5,47 años. La masa d'esti tercer oxetu ye cimeru a 10,4 mases solares, siendo este una llende inferior al nun conocese l'enclín d'esta órbita. Les lleis de Kepler axudiquen una distancia de siquier 10 UA ente la estrella binaria y l'otru oxetu. Esti oxetu nun emite lluz, polo que se piensa que ye un furacu prietu, el remanente estelar de la estrella primaria d'un sistema estelar triple qu'esplotó como supernova.
V Velorum
V Velorum (V Vel) ye una estrella variable na constelación del Vela, la vela del Argo Navis.
Alcuéntrase a 990 pársecs (3230 años lluz) del Sistema Solar.
V Velorum ye una variable cefeida que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +7,19 y +7,95 a lo llargo d'un periodu de 4,371 díes.
De tipu espectral F8II, la so temperatura efectivo ye de 6110 K, una de les más elevaes —xuntu a RT Aurigae— dientro del grupu de les cefeides.
Tien un radiu 32,8 vegaes más grande qu'el radiu solar y la diferencia ente'l radiu máximu y el radiu mínimu —que varia coles pulsaciones de la estrella— ye de 4,2 radios solares.
Tien una masa 3,1 vegaes mayor que la del Sol y pierde masa estelar a un ritmu averáu de 1,3 × 10 mases solares per añu. 
V Velorum presenta un conteníu metálico inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,23.
Tolos elementos evaluaos amuesen niveles más baxos que nel Sol, tando especialmente emprobecida en carbonu ([C/H] = -0,42) y oxíxenu, siendo una de les cefeides más probes nestos elementos.
Per otra parte, V Velorum paez tener una compañera estelar. 
V1034 Scorpii
V1034 Scorpii (V1034 Sco / CPD-41 7742) ye una estrella variable na constelación d'Escorpiu que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +8,12 y +8,43. Asitiada a unos 5600 años lluz del Sistema Solar, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 6231 al igual que la brillosa ζ Scorpii.
V1034 Scorpii ye una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles de la secuencia principal que los sos tipos espectrales son O9V y B1-1.5V.
La estrella O9V ye la más lluminosa —casi 62.000 vegaes más qu'el Sol— y la so superficie alcuéntrase a una temperatura de 33.200 K.
Tien 17 vegaes más masa que'l Sol y tien un radiu 7,5 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La estrella secundaria ye daqué más fría que la so compañera, siendo la so temperatura efectivo de 26.330 K.
Ye 7.670 vegaes más lluminosa que'l Sol, lo qu'equival a 1/8 de la lluminosidá de la so compañera.
Tien una masa de 9,6 mases solares y un radiu 4,2 vegaes más grande qu'el del Sol.
Anque'l periodu orbital del sistema ye de namái 2,44 díes, nun constitúi una binaria de contactu.
La órbita tien una escentricidá, pequeña pero confirmada, de ε = 0,027.
El sistema emite rayos X, que la so curva de lluz amuesa claros signos de variabilidá.
La emisión de rayos X ye mayor cuando la estrella primaria alcuéntrase delantre de la secundaria; mientres l'estáu d'alta emisión, produzse una cayida na emisión de rayos X que coincide casi exautamente col eclís ópticu.
Los rayos X paecen venir de la interaición del vientu estelar de la estrella O9V al topetar contra la fotosfera de la estrella secundaria; alternativamente, tamién podríen ser la resultancia de la interaición ente los vientos estelares de dambes estrelles, alcontrada cerca de la superficie d'estrella B1.5V.
V1075 Scorpii
V1075 Scorpii (V1075 Sco / HD 155806) ye una estrella asitiada na constelación d'Escorpiu de magnitú aparente +5,61.
Ye una estrella bien alloñada, que la so midida de paralax realizada por Hipparcos (0,89 ± 0,40 milisegundos d'arcu), ta suxeta a un grau d'erru bien eleváu.
La so distancia, envalorada pola intensidá de les llinies CaII de la so espectru, ye d'unos 1020 pársecs (3230 años lluz).
Ye miembru de la asociación estelar Scorpius OB4.
V1075 Scorpii ye una estrella azul de la secuencia principal de tipu espectral O8Ve.
Tien una temperatura efectivo de 35.800 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 334.000 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 167 km/s.
Ye una estrella bien masiva, con una masa envalorada ente 26 y 38 mases solares.
Como otres estrelles Be, V1075 Scorpii ye una estrella variable, fluctuando el so rellumu ente magnitú +5,57 y +5,64.
V1201 Orionis
V1201 Orionis (GJ 1087 / LHS 212 / WD 0553+053) ye una nana blanca de magnitú aparente +14,10 encuadrada na constelación d'Orión.
Alcuéntrase a 26,1 años lluz del Sistema Solar
y cerca d'ella atopen la tamién nana blanca GJ 223.2 y la nana colorada GJ 3322, respectivamente a 6,3 y 6,8 años lluz.
V1201 Orionis tien tipu espectral DAP8.7, siendo'l hidróxenu predominante na so atmósfera; la «"P"» indica la esistencia d'un campu magnéticu polarizado.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar ye de 5790 ± 110 K.
Igualmente la lluminosidá d'estos oxetos aparra col tiempu, siendo la lluminosidá de V1201 Orionis namá'l 0,013% de la lluminosidá solar.
La Estrella de Van Maanen —la nana blanca solitaria más próxima al Sol— ye llixeramente más lluminosa qu'ella.
V1201 Orionis tien una masa de 0,710 ± 0,03 mases solares, aprosimao un 15% inferior a la de la citada Estrella de Van Maanen y claramente per debaxo de la masiva Siriu B.
Ta catalogada como variable nel Xeneral Catalogue of Variable Stars (GCVS), siendo la variación de rellumu rexistrada de 0,12 magnitúes.
V1285 Aquilae
V1285 Aquilae (V1285 Aql / GJ 735 / HIP 92871) ye un sistema estelar na constelación d'Aquila de magnitú aparente +10,18.
Asitiáu a 37,8 años lluz del Sistema Solar, la estrella conocida más cercana a esti sistema ye Gliese 740, distante 2,29 años lluz.
V1285 Aquilae ye una estrella binaria formada por dos nanes coloraes de tipu M3.5 Ve.
Ye una binaria espectroscópica —asemeyada a EQ Pegasi, DF Ursae Majoris o GU Bootis— con un periodu orbital de namái 7,658 hores. La distancia media aparente ente dambes estrelles ye de 0,04 UA, una décima parte de la distancia que dixebra a Mercuriu del Sol. La órbita ta inclinada 32º respectu al planu del cielu.
El sistema apaez catalogáu como estrella acandilante nel Xeneral Catalogue of Variable Stars y dambes estrelles son cromosféricamente actives.
Los dos componentes tienen carauterístiques físiques bien similares. Tienen 0,32 y 0,30 mases solares y aprosimao el mesmu tamañu, equivalente al 44% del radiu solar.
Les velocidaes de rotación respectives son 4,50 y 3,60 km/s.
La so lluminosidá conxunta apenes supón el 0,95% de la lluminosidá solar.
V1291 Aquilae
V1291 Aquilae (V1291 Aql / HD 188041 / HR 7575) ye una estrella variable de magnitú aparente media +5,63 asitiada na constelación de Águila. 
Alcuéntrase a 277 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V1291 Aquilae ye una estrella blanca de tipu espectral A5p con una temperatura efectivo averada de 8580 K.
Tien una lluminosidá 35,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar y una masa 2,2 vegaes mayor que la del Sol.
Tien un radiu 4,5 ~ vegaes más grande qu'el radiu solar y, anque xira sobre sigo mesma tan amodo que la midida de la so velocidá de rotación proyeutada ye de 0 km/s, el so periodu de rotación ye de 224 díes.
V1291 Aquilae ye una estrella químicamente peculiar —asemeyada a α Circini o Alioth (ε Ursae Majoris)— que presenta na so superficie conteníos bien altos de estronciu, cromu y europiu.
Tocantes a el so índiz de metalicidá, ésti ye namái un 28% más eleváu que la solar.
V1647 Orionis
V1647 Orionis (V1647 Ori / IRAS 05436-0007) ye una estrella variable na constelación d'Orión. La so magnitú aparente —en banda K— ye de +9,90.
Alcuéntrase a 450 pársecs (1470 años lluz) del Sistema Solar y alluma una nebulosa de reflexón denominada Nebulosa de McNeil.
V1647 Orionis ye una estrella presecuencia principal, inda na fase de contracción previa anterior al empiezu de la fusión nuclear del so hidróxenu.
Desaxeradamente nuevu, la so edá envalórase que ye igual o menor de 500.000 d'años nuesu Sol, con una edá de 4600 millones d'años, ye una estrella 9200 vegaes más antigua—.
El so tipu espectral ye M0 ± 2 y tien una temperatura efectivo de 3800 K. 
La so masa más probable ye de 0,8 ± 0,2 mases solares y relluma con una lluminosidá 5,2 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 5 ~vegaes más grande qu'el diámetru solar.
V1647 Orionis ye una variable eruptiva —catalogada como variable FU Orionis— qu'entró n'erupción a finales de 2003. Foi entós cuando apaeció la nebulosa de reflexón; la estrella y la nebulosa permanecieron brilloses mientres aprosimao 18 meses enantes d'atenuase rápido nun periodu de seis meses.
Anguaño en V1647 Orionis sigue produciéndose acreción de material circumestelar, anque ye casi ópticamente invisible. 
La so lluminosidá de acreción ye 4 vegaes mayor que la lluminosidá solar y el ritmu de acreción de masa —dientro del periodu d'estudiu, febreru de 2007— ye de 1,0 x 10 mases solares per añu. La tasa d'acumuladura de material mientres la esplosión tien de ser considerablemente mayor qu'esti valor.
V1654 Aquilae
V1654 Aquilae (V1654 Aql / GJ 775) ye una estrella de magnitú aparente +7,48 encuadrada na constelación d'Aquila.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 41,9 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Estrelles conocíes cercanes a V1654 Aquilae son la brillosa Alshain (β Aquilae) y la nana blanca Gliese 772, asitiaes respectivamente a 3,4 y 6,0 años lluz de distancia.
V1654 Aquilae ye una nana naranxa de tipu espectral K4Vk o K5V.
Tien una temperatura efectivo de 4640 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equivalente al 13% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu equival al 73% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 0,9 km/s.
Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les de 61 Cygni A —la componente más brillosa d'esti sistema— o a les de ε Indi.
Tien una metalicidá daqué mayor que la del Sol ([Fe/H] = +0,15).
Con una masa de 0,785 mases solares, la so edá cífrase en 880 millones d'años.
V1654 Aquilae ta catalogada como variable BY Draconis nel Xeneral Catalogue of Variable Stars.
V1687 Cygni
V1687 Cygni (HD 193793 / WR 140) ye una sistema estelar na constelación de Cygnus, el cisne, de magnitú aparente +6,89. Alcuéntrase a unos 6000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V1687 Cygni ye una sistema binariu masivu formáu por una superxigante azul de tipu espectral O5 y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WC7.
La superxigante ye la estrella más lluminosa, 1,5 millones de vegaes más qu'el Sol, y la so masa envalórase en 54 ± 20 mases solares.
El periodu orbital del sistema ye de 7,9 años y la órbita ye bien escéntrica (ε = 0,88), lo que trai una separación ente componentes nel periastru —mínima separación— de 2 UA aumentando hasta 30 UA nel apoastru.
Los sistemes estelares masivos de tipu WR+O, como V1687 Cygni, producen afigura d'alto temperatura calecíu pol choque ente'l vientu estelar de la estrella de Wolf-Rayet y el del so acompañante. Ello crea una rexón de choque del vientu (WCR en inglés) que ye fonte d'emisión térmica (rayos X duros) y non térmica (sincrotrón), surdiendo esta postrera de electrones y iones aceleraos a enerxíes relativistes.
Nel casu de V1687 Cygni, la escentricidá de la órbita modula claramente les espectaculares variaciones na emisión, reparaes en llonxitúes d'onda que van dende rayos X hasta ondes de radiu.
El sistema tamién ye notable por ser el primeru nel que se vio un aumentu de lluminosidá nel infrarroxu, atribuyíu a la formación de polvu que tien llugar ellí cuando'l carbonu entestar en nubes asemeyaes a sarriu nel vientu estelar, absorbiendo una pequeña parte de la radiación ultravioleta de les dos estrelles y calecer hasta 1.000 Kelvin pa ser darréu esvalixáu pol vientu estelar y al esfrecese por alloñar de les dos estrelles dir menguando la so emisión de radiación infrarroxo. Reparáronse dellos d'éstos episodios (ya inclusive en 2001 pudo captase nel infrarroxu'l polvu formáu), con una periodicidá ente ellos que concasa col periodu orbital del sistema, y tienen llugar cuando les dos estrelles tán cerca del so periastru. Esto convirtió a V1687 Cygni nel prototipu de sistemes con estrelles Wolf-Rayet nos cualos hai una formación periódica de polvu interestelar.
V2129 Ophiuchi
V2129 Ophiuchi (V2129 Oph) ye una estrella variable na constelación de Ophiuchus.
Bien tenue pa ser reparada a simple vista —la so magnitú aparente máxima ye +11,2—, alcuéntrase na rexón de formación estelar de ρ Ophiuchi a 391 años lluz del Sistema Solar.
V2129 Ophiuchi ye una nueva estrella T Tauri de tipu espectral K5y.
Tien una temperatura efectivo d'aprosimao 4500 K y la so lluminosidá ye un 40% mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye'l doble de grande qu'el de Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 14,5 km/s.
El so eje ta inclináu 65º respectu al observador terrestre, siendo'l so periodu de rotación mediu de 6,53 díes, pos paez qu'ésti varia ente 6,35 y 6,60 díes.
Los modelos de evolución estelar contemplen que V2129 Ophiuchi tien una masa un 35% mayor que la masa solar.
Per otra parte, la acreción de masa sobre la estrella ye namái moderada, envalorándose en 10 mases solares per añu.
Presenta un claru escesu nel infrarroxu a 10 μm, típica de discos de acreción de polvu; la masa de dichu discu puede ser equivalente a la masa del planeta Xúpiter.
V2129 Ophiuchi tien un campu magnéticu con dos componentes, unu octupolar y otru dipolar de 2,1 y 0,9 kG respectivamente, dambos inclinaos 20º respectu a la exa de rotación.
Constatóse que la topoloxía del campu magnéticu camudó significativamente a lo llargo d'un periodu de cinco años.
Nel so fotosfera identificóse un llurdiu escuru que se piensa que ye responsable de la fluctuación del periodu de rotación conforme'l llurdiu migra en llatitú nuna escala de tiempu llarga.
La emisión de rayos X per parte de V2129 Ophiuchi ye variable nuna escala de tiempu d'hores.
Coles mesmes, detectóse un fogaral d'unos diez hores de duración qu'amontó la so lluminosidá en rayos X nun factor de 3.
V2129 Ophiuchi tien una compañera estelar, denominada 2MASS J16262096-2408468, que la so separación visual ye de 6 segundos d'arcu. Ello equival a una distancia proyeutada de 70 UA aprosimao.
Felicidá compañera tien una masa de 0,1 mases solares.
V2292 Ophiuchi
V2292 Ophiuchi (V2292 Oph / HD 152391 / HIP 82588) ye una estrella variable de magnitú aparente media +6,64.
Encuadrada na constelación de Ophiuchus, alcuéntrase 1,10º al sur de 21 Ophiuchi, prácticamente sobre'l ecuador celeste. Alcuéntrase a 55 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V2292 Ophiuchi ye una nana mariella de tipu espectral G8V o G8.5V, que correspuende a una estrella de la secuencia principal daqué más fría y menos lluminosa que nuesu Sol. La so temperatura superficial ye de 5420 - 5450 K y la so lluminosidá equival al 56% de la lluminosidá solar.
Tien un radiu de 0,85 radios solares y, con una velocidá de rotación de siquier 3,8 km/s, completa un xiru sobre sigo mesma cada 11,43 díes.
Tamién ye menos masiva que'l Sol, siendo la so masa de 0,90 mases solares. 
Anque polo xeneral la so edá cífrase en redol a los 3900 - 4200 millones d'años, atendiendo a la xirocronoloxía —métodu qu'evalúa la edá en función de la velocidá de rotación estelar—, podría tener una edá notablemente inferior de 587 ± 75 millones d'años.
Presenta actividá cromosférica y ta catalogada como estrella variable BY Draconis, siendo l'amplitú de la so variación de 0,04 magnitúes.
V2292 Ophiuchi tien una metalicidá bien paecida a la del Sol.
La bayura relativa de diversos elementos evaluaos —fierro, siliciu y calciu, ente otros— ye comparable a la solar y namái el nivel de bariu paez ser daqué más alto que na nuesa estrella ([Ba/H] = +0,19).
V2388 Ophiuchi
V2388 Ophiuchi (V2388 Oph / HD 163151 / HIP 6676) ye un sistema estelar na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente media +6,26.
Como primer aproximamientu, puede considerase a V2388 Ophiuchi una estrella binaria —de magnitúes respectives +7,4 y +7,6— con una separación de namái 0,088 segundos d'arcu.
Sicasí, la componente más brillosa, V2388 Ophiuchi A, ye de la mesma una estrella binaria de contactu binaria de contactu, polo que'l sistema ye en realidá una estrella triple.
Alcuéntrase a 221 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Les componentes de la binaria de contactu tán tan próximes ente sigo que comparten les capes esteriores, siendo el so periodu orbital de namái 0,8023 díes (19,26 hores). 
Los dos estrelles, con temperatures respectives de 6900 ~ y 6349 K, tienen mases bien distintes, siendo la rellación ente éstes "q" = 0,187.
La componente primaria ye 13,5 vegaes más lluminosa qu'el Sol; tien una masa de 1,80 mases solares y el so radiu ye 2,60 vegaes más grande qu'el del Sol. La componente secundaria, 2,45 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 0,34 mases solares y un radiu un 30% más grande que la solar.
La estrella primaria paez tar más evolucionada que la secundaria nel diagrama de Hertzsprung-Russell, y ta rematando la so etapa como estrella de la secuencia principal.
El tipu espectral d'esta binaria ye F3V.
Completa'l sistema estelar una estrella de 0,84 mases solares, qu'emplega 8,9 años en dar una vuelta alredor de la binaria de contactu. La separación respeutu al par interior ye de 6 ~ UA.
V337 Carinae
V337 Carinae (V337 Car / q Carinae) ye una estrella asitiada na constelación de Carina.
Tien magnitú aparente +3,38 y, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos (4,96 ± 0,09 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 658 años lluz del Sistema Solar.
Ye miembru del Grupu de movimientu de IC 2391 —conxuntu d'estrelles que comparte'l mesmu movimientu al traviés del espaciu—, al que tamién pertenecen, entro otres, Tabit (π Orionis) y 94 Ceti.
V337 Carinae ye una xigante lluminosa de color anaranxáu non bien distintu de Tarazed (γ Aquilae).
De tipu espectral K3IIa, tien una temperatura efectivo de 4300 K.
El so diámetru angular, una vegada correxíu pol escurecimientu de llimbu, ye de 5,23 ± 0,06 milisegundos d'arcu; esti valor, al pie de la distancia a la que s'atopa, dexa concluyir qu'el so diámetru real ye 113 vegaes más grande qu'el del Sol.
La so velocidá de rotación ye de, siquier, 5,5 km/s.
V337 Carinae presenta una metalicidá notablemente alta, 3,4 vegaes superior a la solar ([Fe/H] = +0,54).
Tien una bayura relativa de litiu —elementu clave nel estudiu de la evolución estelar— A(Li) = 1,0, acotando que les xigantes lluminoses con elevaos conteníos de litiu son «rotores» rabiones.
La so masa envalorada ye de 6,9 ± 0,6 mases solares y tien una edá de 45,5 ± 12,4 millones d'años.
V337 Carinae ye una variable irregular de tipu LC que'l so rellumu varia ente magnitú +3,36 y +3,44.
V339 Puppis
V339 Puppis (V339 Pup / HD 49336 / HR 2510 / HIP 32434) ye una estrella na constelación austral de Puppis —la popa del Argo Navis— de magnitú aparente +6,19.
Alcuéntrase a 1325 años lluz del Sistema Solar.
V339 Puppis ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B4Vne —tamién catalogada como B6Vne— con una temperatura efectivo de 16.400 ± 500 K.
Considerando toles llonxitúes d'onda, ye 3800 vegaes más lluminosa qu'el Sol y el so diámetru ye aprosimao 3,9 vegaes más grande qu'el diámetru solar.Rota con una velocidá de 220 km/s, magar esti ye namái la llende inferior; el valor real depende del enclín de la so exa al respective de la Tierra.
7 vegaes más masiva que'l Sol, inda ta na secuencia principal, llogrando la so enerxía de la fusión del so hidróxenu internu.
V339 Puppis ye una estrella variable catalogada como estrella Be y tamién como variable Gamma Cassiopeiae.
V350 Sagittarii
V350 Sagittarii (V350 Sgr) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu.
Alcuéntrase a una distancia d'aprosimao 808 años lluz del Sistema Solar.
V350 Sagittarii ye una variable cefeida de magnitú aparente media +7,47, siendo'l so rellumu inferior al de X Sagittarii, W Sagittarii o Y Sagittarii, les cefeides más prominentes de Saxitariu.
El rellumu de V350 Sagittarii bazcuya ente magnitú aparente +7,08 y +7,83 nun periodu de 5,1542 díes. Esti periodu paez aumentar col tiempu a razón de 1,53 segundos per añu. De tipu espectral mediu F8Ib/II, la so temperatura efectivo ye de 5320 K. Tien un radiu 48 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa envalorada 6,3 vegaes mayor que la del Sol. El so conteníu metálico ye mayor que la solar —aprosimao un 50% más altu—, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,18.
V350 Sagittarii ye una estrella binaria espectroscópica. El periodu orbital del sistema ye de 1482 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,405).
V360 Normae
V360 Normae (V360 Nor / HD 141318) ye una estrella asitiada na constelación de Norma de magnitú aparente +5,77.
Ye una estrella bien alloñada, que la so midida de paralax realizada por Hipparcos (1,51 ± 0,93 milisegundos d'arcu), ta suxeta a un grau d'erru bien eleváu.
La so distancia, envalorada pola intensidá de les llinies CaII de la so espectru, ye d'unos 582 ± 84 pársecs (1900 años lluz).
V360 Normae ye una xigante lluminosa azul de tipu espectral B2II.
Tien una temperatura efectivo de 19.400 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta— 14.220 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma— de 30 km/s. 
Ye una estrella masiva, con una masa envalorada ente 9 y 10 mases solares.
V360 Normae ye una estrella variable que la so variación de rellumu ye de 0,02 magnitúes. Anque nel «Xeneral Catalogue of Variable Stars» figura catalogada como variable Alfa Cygni, estudios recién considerar una «variable pulsante lenta» (SPB), asemeyada a ι Herculis, ο Velorum o 53 Persei.
El so periodu d'oscilación ye de 1,467 díes.
V360 Normae forma una estrella doble con CPD-54 6711B, siendo la separación visual ente dambes de 16 segundos d'arcu.
Dambes estrelles pueden tar físicamente rellacionaes.
V362 Aurigae
V362 Aurigae (V362 Aur / HD 35601 / HIP 25500) ye una estrella variable na constelación d'Auriga de magnitú aparente media +7,32.
Ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; d'alcuerdu a la paralax midida pol satélite Hipparcos, alcuéntrase a pocu más de 3000 años lluz del Sistema Solar, pero l'erru inherente a la midida ye comparable al valor de la mesma midida.
Otru estudiu asitia esta estrella a una distancia averada de 3775 años lluz.
Piénsase que ye miembru del cúmulu estelar Aurigae OB1.
V362 Aurigae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, tien un radiu 500 vegaes mayor qu'el del Sol, lo qu'equival a 2,33 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen conteníos nel interior de la estrella.
Relluma con una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 41.000 vegaes mayor que la solar.
El so conteníu metálico ye prácticamente igual al del Sol ([Fe/H] = 0,00).
Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de V362 Aurigae varia ente magnitú +7,29 y +7,73, ensin que se conoza periodicidá dalguna.
V364 Lacertae
V364 Lacertae (V364 Lac / HD 216429 / HIP 112928) ye una estrella variable na constelación de Lacerta distante unos 1460 años lluz del Sistema Solar.
Tien magnitú aparente media +8,36.
V364 Lacertae ye una binaria eclipsante formada por dos estrelles Am que los sos respectivos tipos espectrales son A4m y A3m.
Los dos componentes son bien paecíes pero non idéntiques.
La estrella A4m ye la más lluminosa —45,5 vegaes más qu'el Sol— y tien una temperatura efectivo de 8250 K.
Tien 2,33 vegaes la masa qu'el Sol y, con un radiu de 3,3 radios solares, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 45 km/s.
Tien una masa de 2,30 mases solares y un radiu 3 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo'l so velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s.
La edá d'esta binaria envalórase en 630 millones d'años.
El periodu orbital del sistema ye de 7,352 díes y la órbita tien una escentricidá moderada (ε = 0,29).
Nel eclís principal el rellumu de la binaria mengua 0,74 magnitúes, ente que nel secundariu la cayida de rellumu ye de 0,64 magnitúes. 
V382 Carinae
V382 Carinae, tamién conocida como: x Carinae (x Car) ó V* V382 Car, ye una estrella na constelación Carina.
Ye una estrella superxigante mariella con una magnitú aparente de +3.93. Alcuéntrase a 5930.90 años lluz de la Tierra. Ye clasificada como una estrella variable tipu Cephei y el so rellumu varia d'una magnitú de +3.84 a +4.02.
V382 Carinae ye parte de la quilla del buque na constelación de Carina, Nel planu de la Vía Lláctea, la constelación, puede reparase casi tol añu dende'l hemisferiu sur. Dende Europa, la estrella nun apaez nunca nel cielu nocherniegu.
La distancia de V382 Carinae al Sol ye d'unos 6000 años lluz, la mayoría de la lluz al so alredor, o ente la estrella y el sol debilitar cola presencia de nubes de polvu y l'estrella por tanto, apaez nel cielu muncho más escura. Hasta'l momentu non pudo establecese claramente si V382 Carinae ye parte d'un cúmulu estelar. El centru de la Nebulosa de Carina (NGC 3372), la rexón alredor de la lluminosa estrella binaria Eta Carinae y HD 93 129 V382 ye d'aprosimao 2000 años lluz de distancia. Namái se pudo topar un púlsar cada 0,253 segundos xirando a una distancia d'unos 20 años lluz hasta'l momentu. Esto tamién podría indicar que V382 Carinae ye una de les últimes estrelles actives d'un cúmulu d'estrelles anterior.
V382 Carinae ye una estrella xigante y pola so lluminosidá apaez nel diagrama de Hertzsprung-Russell con lluminosidá 0 clasificaos Sí, Les sos propiedaes tán percima del nivel d'una superxigante típica, anque V382 Carinae nun rellume tantu como Rho Cassiopeiae o V509 Cassiopeiae, ye una hiperxigante con temperatura superficial cume. Ye como'l Sol de la clase espectral G, pero con un G0 nun subtipo anterior.
La masa de V382 Carinae envalórase en 50 vegaes la del Sol, el so diámetru ye probablemente de cerca de mil millones de milles. Si V382 Carinae pudiera tar nel centru del nuesu sistema solar, tomaría hasta la órbita de Xúpiter.
V382 Carinae ye una de les cefeides clásiques, una división de Pulsantes, nome de la estrella Delta Cephei, el prototipu d'esta clase. La temperatura de la superficie d'estes estrelles varia de manera puramente periódica, y polo tanto tamién varia'l so tipu espectral, nel casu de V382 Carinae, G0 a G4. Pa esti tipu d'estrelles variables , ye inusualmente fuerte. Por exemplu, comparable a V509 Cassiopeiae una estrella variable semirregular. V382 Carinae nun ta a la fin de la so vida y podría llegar a aumentar el so aguaxe y lluminosidá.
V384 Puppis
V384 Puppis (V384 Pup / HIP 37433 / CD-31 4916 / TYC 7106-3174-1) ye una estrella variable na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis.
De magnitú aparente máxima +8,77, ye una estrella alloñada que s'atopa a una distancia envalorada de 3550 pársecs (11.600 años lluz).
Al igual que R Puppis —visualmente a 2,5 minutos d'arcu—, ye miembru del cúmulu abiertu NGC 2439.
V384 Puppis ye una superxigante colorada de tipu espectral M2.5I con una temperatura efectivo de 3600 K.
Dependiendo del modelu utilizáu —el so magnitú bolométrica calculada a partir del so rellumu en banda K o en banda V— puede tener un radiu entendíu ente 500 y 850 radios solares.
Considerando'l tamañu mayor, el so radiu equival a casi 4 UA, polo que si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá del cinturón d'asteroides.
Consecuentemente, la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— algama un valor entendíu ente 37.000 y 108.000 vegaes la lluminosidá solar.
V384 Puppis ta catalogada como una variable irregular LC —al igual que TZ Cassiopeiae o BU Geminorum—, y el so rellumu fluctúa ente magnitú +8,76 y +9,40, nun esistiendo nengún periodu conocíu.
V390 Velorum
V390 Velorum (V390 Vel / IRAS 08544) ye una estrella variable na constelación de Vela, la vela del Navío Argos.
De magnitú aparente +9,2, visualmente alcontrar a 22 minutos d'arcu al norte de IY Velorum.
Alcuéntrase aprosimao a 800 pársecs (2600 años lluz) del Sistema Solar.
V390 Velorum ye un sistema binariu post-AGB, catalogáu como de tipu espectral F3y. 
La estrella principal tien una temperatura efectivo de 7250 K y ye 5000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La estrella acompañante la orbita cada 499 ± 3 díes y puede tener una masa de 0,4 mases solares.
V390 Velorum ye una estrella n'evolución dende la fase de xigante colorada a la fase de nana blanca, una transición onde la espulsión d'un gran envoltoriu de gas y polvu da llugar a la formación d'una nebulosa planetaria. Dicha metamorfosis, rápida en términos de la vida de la estrella, ye bastante complexa y pocu entendida. En concretu, nun se conoz bien como una estrella esférica puede producir la gran variedá de formes reparaes nes nebuloses planetaries.
Les observaciones llevaes a cabu en V390 Velorum demuestren claramente que'l polvu alredor de la estrella nun se distribúi de forma esférica, indicando que'l mecanismu responsable de la asimetría na nebulosa planetaria esisti primero que tenga llugar la metamorfosis. Atopóse evidencia d'un discu circumestelar que s'estiende dende 9 UA a dellos cientos de UA, englobando tamién a la estrella acompañante. El discu ye bien similar a los discos protoplanetarios alredor d'estrelles nueves.
V390 Velorum esibe una pequeña variación de rellumu de 0,18 magnitúes en banda V.
V3903 Sagittarii
V3903 Sagittarii (V3903 Sgr / HD 165921 / HIP 88943) ye un sistema estelar de magnitú aparente media +7,36.
Alcuéntrase aprosimao a 4530 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Saxitariu.
V3903 Sagittarii ye una binaria eclipsante reconocida como tal en 1990.
Los dos componentes del sistema son estrelles bien masives, dambes de tipu espectral O.
La estrella principal, la más caliente y masiva, ye de tipu O7 V. Tien una peralta temperatura superficial de 38.000 K y una masa de 27,27 mases solares. El so radiu ye 8,09 más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 230 km/s.
La componente secundaria, de tipu O9 V, tien una temperatura de 34.100 K y una masa equivalente a 19,01 soles. Rota a una velocidá de siquier 130 km/s, tando sincronizada la rotación de dambes estrelles.
Ye un sistema bien nuevu con dambes componentes entá nes fases iniciales de la secuencia principal; la so edá cífrase ente 1,6 y 2,5 millones d'años.
El periodu orbital del sistema ye de 1,7442 díes y el semiexe mayor de la órbita —siendo ésta circular— ye de 0,10 UA. Nel eclís principal, el rellumu de la estrella mengua 0,19 magnitúes cuando la estrella O9 V —45.500 vegaes más lluminosa que'l Sol y 4,66 más grande qu'ésti— pasa per delantre de la estrella O7 V, que la so lluminosidá ye 122.500 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Nel eclís secundariu'l so rellumu baxa 0,17 magnitúes.
Nun esiste tresferencia de masa ente componentes, polo que nun ye una binaria de contactu.
V391 Pegasi
V391 Pegasi (GSC 02212-01369 / HS 2201+2610) ye una estrella variable na constelación de Pegasu. La so magnitú aparente ye +14,57 y alcuéntrase a unos 4570 años lluz del Sistema Solar. En 2007 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar alredor d'esta estrella. 
V391 Pegasi ye una subenana azul caliente, una estrella estrema de la caña horizontal. Les subenanas calientes representen una etapa tardida na evolución estelar de delles estrelles, onde una xigante colorada pierde les sos capes esteriores de hidróxenu primero que nel so nucleu empiece la fusión del heliu. Con una masa la metá de la masa solar, V391 Pegasi tien un radiu del 23% del radiu solar y una lluminosidá 35 vegaes mayor que la del Sol. La so temperatura efectivo algama los 29.300 K. Ye una estrella antigua, con una edá envalorada igual o superior a 10.000 millones d'años.
V391 Pegasi ye una estrella variable pulsante, con 4 o 5 distintos periodos de pulsación ente 342 y 354 segundos. Los dos mayores amplitúes son d'un 1% y de un 0,4%.
En 2007 afayóse un planeta xovianu, denomináu V391 Pegasi b, que la so masa ye siquier 3,7 vegaes mayor que la de Xúpiter. A una distancia de 1,7 UA de la estrella, completa una órbita cada 3,2 años.
La mayor parte de los planetes estrasolares descubiertos orbitan alredor d'estrelles de la secuencia principal similares al Sol. Cuando estes estrelles escosen el so combustible de hidróxenu, espándense tresformándose en xigantes coloraes, etapa que puede modificar les órbites de los planetes y somorguiar los planetes interiores dientro de la mesma estrella. Esto asocederá-yos a los planetes del sistema solar dientro d'unos 5000 millones d'años.
El radiu máximu de la xigante colorada precursora de V391 Pegasi pudo algamar les 0,7 UA, envalorándose que la distancia orbital del planeta mientres la fase de secuencia principal de la estrella yera d'aprosimao 1 UA. Esti descubrimientu demuestra que planetes con distancies orbitales inferiores a 2 UA pueden sobrevivir la fase de xigante colorada de les sos estrelles parentales.
V394 Aurigae
V394 Aurigae (V394 Aur / HD 41429 / HR 2146) ye una estrella variable asitiada al sur de la constelación d'Auriga.
De magnitú aparente media +6,08, alcuéntrase aprosimao a 727 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V394 Aurigae ye una xigante colorada lluminosa de tipu espectral M3II.
Asemeyáu a π Aurigae —nesta mesma constelación—, la so temperatura superficial ye de 3365 K y ye 873 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Sicasí, nun ye una estrella masiva; envalórase que la so masa actual ye aprosimao un 7% inferior a la masa solar.
La variabilidá d'esta xigante colorada afayóse en 1991 por L.F. Snyder.
V394 Aurigae forma una estrella doble al pie de HD 41429B, estrella de la secuencia principal de tipu F7V y magnitú +10,3.
Visualmente dambes estrelles tán dixebraes 10 segundos d'arcu, separación que nun varió desque Otto Wilhelm von Struve afayó la so duplicidá en 1848.
Dambes estrelles paecen tar físicamente amestaes, siendo la distancia real ente elles cimera a 2300 UA.
V3961 Sagittarii
V3961 Sagittarii (V3961 Sgr / HD 187474 / HR 7552) ye una estrella na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +5,32.
De tipu espectral A0pCrSr, tien una temperatura de 9260 K y una lluminosidá 82 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Alcuéntrase a 339 años lluz del Sistema Solar.
Clasificada como variable Alfa2 Canum Venaticorum, V3961 Sagittarii pertenez a un grupu d'estrelles de lenta rotación, siendo el so periodu de rotación estraordinariamente llargu, en redol a los 2300 díes (aprosimao 6,3 años); dichu periodu foi calculáu a partir de midíes del campu magnéticu llonxitudinal y confirmáu por observaciones fotométriques.
Les llinies espectrales de cromu, manganesu, fierro, siliciu, neodimiu y praseodimiu varien de forma notable conforme la estrella xira. Atopóse qu'el dipolu magnéticu ta movíu respectu al centru de la estrella 0,055 vegaes el radiu estelar, siendo'l tamañu del dipolu 0,035 vegaes el radiu estelar.
V3961 Sagittarii ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 690 díes. Ye notable que'l periodu de rotación ye muncho más llargu que'l periodu orbital.
V398 Aurigae
V398 Aurigae (V398 Aur / 9 Aurigae / HD 32537 / GJ 9174 A) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga de magnitú aparente +4,98. Alcuéntrase a 86 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V398 Aurigae ye una estrella de la secuencia principal de tipu F0V asemeyáu a les componentes de la binaria Porrima (γ Virginis).
Tien una temperatura efectivo de 7030 K y relluma con una lluminosidá 5,4 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye un 60% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16,4 km/s.
Amuesa una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] = -0,06).
A 5,2 segundos d'arcu de V398 Aurigae puede reparase una estrella de magnitú aparente +12,2. Denominada GJ 9174 B, ye una nana colorada de tipu M2V que la so separación proyeutada con V398 Aurigae ye de más de 137 UA. El so periodu orbital supera los 1100 años.
Ye una nana naranxa de de tipu K5V que recibe'l nome de GJ 9174 C y que la so magnitú ye +9,4.
V405 Andromedae
V405 Andromedae (V405 And) ye un sistema estelar na constelación d'Andrómeda.
De magnitú aparente +11,0, alcuéntrase a una incierta distancia ente 25 y 35 pársecs —aprosimao unos 100 años lluz— del Sistema Solar.
V405 Andromedae ye una estrella binaria que les sos componentes son dos nanes coloraes. 
V405 Andromedae A, la estrella primaria, tien tipu espectral M0V y una temperatura efectivo de 4050 ± 200 K.
Con un radiu equivalente al 78% del radiu solar, tien una masa llixeramente inferior a la metá de la del Sol.
El so acompañante, V405 Andromedae B, tien tipu espectral M5V y una temperatura de 3000 ± 300 K.
Tien un radiu de 0,24 radios solares y la so masa ye igual a una quinta parte de la masa solar.
El tamañu de dambes componentes ye más grande qu'el que cabría esperar d'alcuerdu a la teoría de estructura estelar, lo que se debe a la esistencia de fuertes campos magnéticos.
Anque ye difícil conocer con exactitú la edá d'esta binaria, piénsase que pue ser d'unos 5000 millones d'años. 
Los dos estrelles xiren sobre sigo mesmes bien apriesa, siendo la so velocidá de rotación de siquier 85 km/s.
El so periodu de rotación, que ye igual al periodu orbital del sistema, ye de 0,46543 díes.
El planu orbital ta inclináu 66,5º y la órbita ye circular.
Estes estrelles tienen cromosferes actives y emiten enerxía en forma de rayos X; en dicha rexón del espectru, la lluminosidá de V405 Andromedae ye de 0,117×10 W.
Reparáronse fogarales violentes procedentes de V405 Andromedae, detectaes tantu en fotometría como en espectrometría.
Similares rexones actives de llarga duración fueron tamién reparaes en WY Cancri.
V415 Carinae
V415 Carinae (V415 Car / A Carinae) ye una estrella de magnitú aparente +4,41 asitiada na constelación de Carina, la quilla del Navío Argos.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 539 años lluz del Sistema Solar.
V1415 Carinae ye una estrella binaria que la so duplicidá foi alvertida per primer vegada por W.H. Wright en 1905.
La componente principal, V415 Carinae A, ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G6II.
Tien una temperatura superficial de 4981 ± 100 K y una lluminosidá ente 497 y 537 vegaes mayor que la del Sol.
El so diámetru ye 31,3 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 12,2 km/s.
La so masa ye aprosimao 4,26 vegaes mayor que la masa solar y evidencia una metalicidá daqué per debaxo de la solar ([Fe/H] = -0,4).
V415 Carinae B, la estrella secundaria, ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A1V.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Merak (β Ursae Majoris) o a les de ζ Arietis.
Tien una masa de dos mases solares y un radiu un 90% más grande qu'el del Sol.
El sistema tien un periodu orbital de 195,26 díes y el semiexe mayor de la órbita de V415 Carinae B ye de 150 UA, cinco veces la distancia qu'hai ente Neptunu y el Sol.
El planu orbital tópase inclináu 82º respectu al planu del cielu, polo que dende la Tierra la órbita reparar casi de perfil.
Ello favorez que tenga llugar un eclís parcial cuando la estrella secundaria intercepta la lluz de la rexón polar la xigante mariella, lo que trai un amenorgamientu del rellumu total de 0,06 magnitúes.
V419 Cephei
V419 Cephei (V419 Cep) ye una estrella variable na constelación de Cefeo de magnitú aparente media +6,62.
Dada la so distancianza respeutu al Sistema Solar, la paralax de V419 Cephei midida pol satélite Hipparcos (0,63 milisegundos d'arcu), nun resulta preséu pa evaluar la distancia a la que s'atopa.
La so distancia más probable ye de 1085 ± 320 pársecs, igual a 3540 ± 1035 años lluz).
Ye miembru de la Asociación estelar Cepheus OB2-A.
V419 Cephei ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, con un diámetru, calculáu a partir de modelos teóricos, 590 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La midida del so diámetru angular en banda K, 5,90 ± 0,70 milisegundos d'arcu, conduz a una cifra non muncho mayor, magar hai que tener en cuenta la enorme incertidume al respective de la distancia a la que s'atopa.
El so radiu equival a 2,7 UA, polo que si se topara nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —la Tierra inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Sicasí, el so tamañu queda llueñe de los dos conocíes hiperxigantes nesta constelación, μ Cephei y VV Cephei.
V419 Cephei tien una masa 16,6 vegaes mayor mases solares, percima de la llende a partir del cual les estrelles rematen la so vida españando como supernovas.
La vida d'estrelles tan masives ye bien curtia, siendo la edá de V419 Cephei de namái 10 millones d'años, magar el so avanzáu estáu evolutivu.
Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de V419 Cephei varia 0,27 magnitúes.
V424 Lacertae
V424 Lacertae (V424 Lac / HD 216946 / HR 8726) ye una estrella variable na constelación de Lacerta. De magnitú aparente media +5,00, visualmente alcuéntrase mui cerca de la llende con Andrómeda.
Ye una estrella alloñada que la so distancia ye mal conocida; la so posible pertenencia a la Asociación estelar Lac OB1 dexa envalorar la so distancia nunos 1700 años lluz.
V424 Lacertae ye una superxigante colorada de tipu espectral M0Iab con una temperatura efectivo de 3800 K.
Asemeyáu a la brillosa Betelgeuse (α Orionis) o a σ Canis Majoris, el so tamañu ye, sicasí, inferior al d'estes.
El so radiu ye 260 vegaes más grande qu'el del Sol, equivalente a 1,20 UA; si tuviera nel centru del Sistema Solar, la Tierra quedaría englobada nel interior de la estrella.
Relluma con una lluminosidá bolométrica 13.200 vegaes superior a la del Sol.
Catalogada como una variable irregular LC, el rellumu de V424 Lacertae varia ente magnitú +5,03 y +5,11. Les variaciones de rellumu multiperíodicas pueden ser atribuyíes a pulsaciones de la superficie estelar.
Les variaciones de color B-V y O-B rellacionaes con esti segundu periodu son similares a les de los periodos más curtios, polo que la naturaleza de dichu periodu tamién paez tar acomuñáu a pulsaciones.
V439 Andromedae
V439 Andromedae (V439 And / HR 8) ye una estrella de magnitú aparente +6,13 encuadrada na constelación d'Andrómeda.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 44,6 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V439 Andromedae forma parte de la Asociación estelar de Hércules-Lyra —definida per vegada primera en 2004—, a la que tamién pertenecen υ Aquarii, HN Pegasi y EX Ceti, ente otros.
Coles mesmes, tamién incluyóse na nueva Asociación d'Eta Chamaeleontis, descubierta por Mamajek et al. en 1999.
V439 Andromedae ye una nana naranxa de tipu espectral K0V, una estrella que, como'l Sol, funde la so hidróxenu nuclear, pero ye más fría y tenue qu'ésti.
Asina, tien una temperatura efectivo de 5400 K y la so lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— equival al 62% de la lluminosidá solar.
De menor tamañu que'l Sol, el so radiu correspuende al 88% del radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,5 km/s, siendo el so periodu de rotación igual o inferior a 5,7 díes.
Presenta un escesu na radiación infrarroxo emitida tantu a 24 μm como a 70 μm.
Con una masa apenes un 2% menor que la del Sol, nun esiste consensu tocantes a la so edá.
Anque de xuru ye más nuevu qu'el nuesu Sol, dellos estudios otorgar una edá de 200 millones d'años, otru 20 millones d'años y un trabayu más recién —basándose na so pertenencia a l'Asociación estelar d'Eta Chamaeleontis— amenorga esta cifra a namái 8 millones d'años.
V439 Andromedae evidencia un conteníu metálico daqué percima de la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,16.
Los niveles d'otros elementos como aluminiu, calciu, titaniu, vanadiu, cromu y níquel siguen la mesma pauta, ente que el magnesiu amuesa una menor bayura relativa, prácticamente igual a la del Sol.
V439 Andromedae ta catalogada como variable BY Draconis nel Xeneral Catalogue of Variable Stars.
Nestes variables —ente les que se cunten les tamién nanes naranxes 61 Cygni A o 12 Ophiuchi— les variaciones de lluminosidá tán producíes pola presencia de manches na superficie estelar o otru tipu d'actividá cromosférica.
L'amplitú de variación de V439 Andromedae ye de 0,04 magnitúes.
V444 Cygni
V444 Cygni (V444 Cyg / HD 193576 / HIP 100214 / WR 139) ye una estrella binaria na constelación de Cygnus de magnitú aparente +7,94.
Ye miembru del cúmulu Berkeley 86 y alcuéntrase aprosimao a 6200 años lluz del Sistema Solar.
El sistema ta compuestu por una caliente estrella azul de tipu espectral O6III-V y una estrella de Wolf-Rayet de tipu WN5.
Constitúi una binaria eclipsante con un periodu orbital de 4,1 díes, siendo la escentricidá de la órbita ε = 0,03. La separación ente les dos estrelles ye de 0,18 UA o 38 radios solares.
La estrella azul ye la más lluminosa, con una lluminosidá bolométrica 435.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar; pela so parte, la estrella de Wolf-Rayet ye 90.800 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
La temperatura superficial d'esta postrera algama los 82.000 K.
En rayos X el par ye más lluminosu de lo que cabría esperar considerando les componentes individualmente; dichu escesu paez provenir de la zona d'interaición ente los vientos estelares de los dos estrelles, que la so temperatura puede algamar delles decenes de millones K, contribuyendo principalmente a les emisiones de rayos X de más enerxía.
La estrella azul ye 25 vegaes más masiva que'l Sol y el so acompañante tien una masa de 10 mases solares.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, felicidá componente del sistema pierde masa a razón de 0,6 × 10 mases solares per añu, ente que la estrella azul facer a un ritmu diez veces menor.
El radiu d'esta postrera ye 10 vegaes más grande que'l radiu solar y el de la estrella de Wolf-Rayet ye 3 vegaes más grande qu'el del nuesu Sol.
V452 Scuti
V452 Scuti, tamién conocida cómo "AS 314"
, ye una estrella hiperxigante y posible Variable azul lluminosa allugada na constelación del Escudu. Presenta una magnitú aparente de 10,01 y ye visible con telescopios pequeños.
Alcuéntrase a una distancia envalorada d'aprosimao 10 quiluparsecs (32.600 años lluz), ye 160.000 vegaes más brillosa que'l Sol, 200 vegaes mayor, y nel momentu de la so formación tenía 20 vegaes la masa del Sol. Ta perdiendo masa al traviés d'un potente vientu estelar a razón d'una masa solar cada 50.000 años.
Tien un escesu de rellumu nel infrarroxu, lo que suxure que ta envolubrada nuna capa de polvu que pudo emitir nun españíu pasáu cómo variable azul lluminosa; sicasí, nun ye clasificada cómo ési tipu d'estrella sinón cómo una candidata a selo magar que la so posición nel diagrama de Hertzsprung-Russell sía cercana a les ocupaes poles variables lluminoses azules.
V466 Cassiopeiae
V466 Cassiopeiae (V466 Cas) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
De magnitú aparente media +8,62, alcuéntrase 4,5 minutos d'arcu al norte de la brillosa φ Cassiopeiae y, al igual qu'ésta, forma parte del cúmulu abiertu NGC 457. 
Dada la so distancianza respeutu al Sistema Solar, el so paralax midida pol satélite Hipparcos (0,33 milisegundos d'arcu), nun resulta preséu pa evaluar la distancia a la que s'atopa.
Diversos estudios envaloren la so distancia ente 1200 y 1585 pársecs (3900 - 5160 años lluz).
V466 Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1.5I —catalogada tamién como M2Ib— con una temperatura efectivo de 3780 K.
Ye una superxigante de gran tamañu, tando'l so diámetru entendíu ente 330 y 380 vegaes el diámetru solar.
Considerando la cifra menor, el 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.
Con una masa d'aprosimao 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 0,2 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una estrella variable irregular LC, el rellumu de V466 Cassiopeiae varia ente magnitú +9,80 y +10,74 —en banda B— ensin qu'esista periodu conocíu.
V478 Cygni
V478 Cygni (V478 Cyg / HD 193611 / HIP 100227) ye una estrella binaria de magnitú aparente media +8,66.
Alcuéntrase aprosimao a 4410 años lluz del Sistema Solar en dirección a la constelación de Cygnus.
V478 Cygni ye una binaria eclipsante reconocida como tal en 1949.
Los dos componentes del sistema son estrelles azules de la secuencia principal bien masives, dambes de tipu espectral O9.5V.
La componente A tien una temperatura superficial de 30.479 K y una masa de 16,62 mases solares.
El so radiu ye 7,43 vegaes más grande qu'el del Sol y relluma con una lluminosidá 42.760 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La componente B, prácticamente idéntica, tien una temperatura de 30.549 K y una masa equivalente a 16,27 soles.
El periodu orbital de V478 Cygni ye de 2,8808 díes y el semiexe mayor de la órbita —siendo la escentricidá d'ésta ε = 0,019— ye de 26,9 radios solares o 0,11 UA. Nos eclises, el rellumu conxuntu mengua aprosimao 0,40 magnitúes.
V505 Persei
V505 Persei (V505 Per / HD 14384 / HIP 10961) ye una estrella variable na constelación de Perseus asitiada a 198 años lluz del Sistema Solar.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +6,87 y +7,46.
V505 Persei ye una binaria eclipsante compuesta por dos estrelles marielles de tipu F5V.
Dambes son bien paecíes con temperatures efectives de 6512 ± 21 K pa la componente principal y 6462 ± 12 K pa la secundaria.
La primera ye un 27% más masiva qu'el Sol y tien un radiu de 1,29 radios solares.
Relluma con una lluminosidá 2,67 vegaes mayor que la lluminosidá solar y paez ser que, dientro de la evolución estelar, ta empezando a abandonar la secuencia principal.
El so acompañante tien una masa de 1,25 mases solares y el so radiu ye un 27% más grande qu'el del Sol.
Dambes xiren sobre sigo mesmes con una velocidá de rotación proyeutada de 15,3 km/s.
La metalicidá d'esta binaria ye un 24% inferior a la solar y la so edá envalórase en 900 millones d'años.
El periodu orbital del sistema ye de 1,9009 díes (45,62 hores) y el semiexe mayor de la órbita ye de 0,04 UA. Nos eclises el rellumu de la estrella mengua 0,59 magnitúes. 
Magar la proximidá ente dambes componentes, el sistema nun constitúi una binaria de contactu.
V505 Sagittarii
V505 Sagittarii (V505 Sgr / HD 187949) ye un sistema estelar na constelación de Saxitariu.
De magnitú aparente media +6,46, alcuéntrase aprosimao a 398 años lluz del Sistema Solar. 
Dos d'elles formen una binaria eclipsante —similar a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis— con un periodu orbital de 1,1827 díes.
La componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A2V con una temperatura efectivo de 8860 K. Tien una masa de 2,20 mases solares, un radiu 2,2 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 106 km/s.
La so compañera ye una subxigante más fría de tipu G5 IV con una temperatura averada de 4820 K. La so masa ye un 15% mayor que la del Sol y ye 2,4 vegaes más grande qu'ésti.
El rellumu d'esta binaria mengua daqué más d'una magnitú cuando tien llugar el eclís principal, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,17 magnitúes.
L'eclís principal produzse cuando la subxigante —2,7 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la estrella A2, que la so lluminosidá ye 24,7 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Amás, el par ye bien brillosu en llonxitúes d'onda de rayos X onde amuesa una lluminosidá qu'algama los 6866 × 10 W.
En redol al par interior orbita una tercera componente que'l so periodu orbital nun ye bien conocíu (diverses fontes dan valores de 38 y 60,1 años). Piénsase que, con una masa un 20% superior a la del Sol, ye una nana mariella de tipu espectral F7-8 V.
La órbita d'esta tercera componente, midida por interferometría de moteáu, suxure la presencia d'una cuartu oxetu, demasiáu tenue pa ser reparáu entá.
V509 Cassiopeiae
V509 Cassiopeiae (V509 Cas / HR 8752) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente media +5,10.
Alcuéntrase bien alloñada del Sistema Solar, a unos 3.500 pársecs (11.500 años lluz) de distancia.
Forma parte de la asociación estelar Cepheus OB1.
V509 Cassiopeiae ye una hiperxigante mariella de tipu espectral variable.
De carauterístiques asemeyaes a ρ Cassiopeiae, esta clase d'oxetos son particularmente raros y namái se conocen siete d'ellos na Vía Lláctea.
V509 Cassiopeiae figura catalogada na base de datos SIMBAD como G0I, pero'l so tipu espectral foi camudando lo llargo de los años de G3Ia (1950-1959), a K2-5Ia (1973), G4Ia (1980) y F8Ia (1991).
Consecuentemente tamién la so temperatura efectivo esperimentó importantes fluctuaciones, resgistrándose valores entendíos ente 4570 y 7170 K.
Diches fluctuaciones atribuyir a pequeños cambeos nel so vientu estelar o na so envoltura.
Amás, pierde masa estelar a un ritmu bien eleváu, a razón de 1,2 × 10 mases solares per añu.
Sicasí, V509 Cassiopeiae nun paez tar arrodiada por material circumestelar. Nun presenta un gran escesu nel infrarroxu nin emisión molecular conocida, sacante CO, que sí foi detectáu.
La lluminosidá de V509 Cassiopeiae equival a la de 400.000 soles y ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu 400 vegaes más grande qu'el del Sol.
Ye una de les estrelles conocíes de mayor tamañu y una de les más lluminoses de la galaxa.
Per otra parte, V509 Cassiopeiae ye una estrella doble que la so acompañante, de tipu espectral B1V, ta visualmente dixebrada d'ella 0,08 segundos d'arcu.
Probablemente na superficie de V509 Cassiopeiae prodúcense pulsaciones non radiales.
La estrella paez volvese más azul col intre del tiempu, implicando un aumentu na temperatura de 800 K mientres la década de 1980.
Al igual que IRC+10420, deducióse que la estrella ta n'evolución dende la fase de superxigante colorada escontra la fase de variable lluminosa azul; la so elevada masa —na so nacencia 40 mases solares— ye un indicativu de que va acabar la so vida españando como una supernova.
V509 Cassiopeiae ye una variable semirregular SRD que'l so rellumu bazcuya ente magnitú 4,75 y 5,50.
Les observaciones fotométriques del satélite Hipparcos suxuren diversos periodos de 510, 300, 180, 62 y 37 díes.
V528 Carinae
V528 Carinae (V528 Car / HD 95950 / HIP 54021) ye una estrella variable na constelación de Carina.
De magnitú aparente mínima +6,75, ye una estrella alloñada que s'atopa a una incierta distancia.
La midida de la paralax pol satélite Hipparcos da un valor negativu, ente que la so pertenencia al cúmulu estelar Carinae OB2 dexa envalorar la so distancia en 3850 años lluz.
V528 Carinae ye una superxigante colorada de tipu espectral M2I con una temperatura efectivo de 3700 K.
Tien un radiu 700 vegaes mayor qu'el del Sol, lo qu'equival a 3,2 UA polo que si tuviera nel centru del Sistema Solar, los cuatro planetes más cercanos al Sol —ente ellos la Tierra— taríen englobados nel interior de la estrella.
Nel espectru visible la so lluminosidá ye 11.900 vegaes superior a la del Sol pero la so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— algama les cifra de 81.000 vegaes la lluminosidá solar.
Pierde masa en forma de polvu a razón de 0,5 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como una variable irregular LC —que'l so prototipu ye TZ Cassiopeiae—, el rellumu de V528 Carinae fluctúa ente magnitú +6,51 y +6,75, ensin que se conoza periodicidá dalguna.
V538 Aurigae
V538 Aurigae (V538 Aur) ye un sistema estelar na constelación d'Auriga, el cocheru.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, ta a 40,0 años lluz del Sistema Solar.
La estrella primaria, Gliese 211 (HR 1925 / HD 37394), tien magnitú aparente +6,23.
Ye una nana naranxa de tipu espectral K1V con una temperatura efectivo de 5293 ± 109 K.
La so lluminosidá equival a daqué menos de la lluminosidá solar.
Tien un radiu un 18% más pequeñu qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4 km/s.
Igualmente tien menos masa que'l Sol, aprosimao 0,91 mases solares.
Evidencia actividá cromosférica y ta catalogada como variable BY Draconis; la variación de rellumu ye pequeña —0,04 magnitúes— y ta aniciada porque rexones de la superficie estelar con gran actividá magnética entren y salen del campu de visión conforme la estrella xira a lo llargo del so periodu de rotación de 10,86 díes.
La estrella secundaria, Gliese 212 (LHS 1775) ye una nana colorada de tipu M0.5.
Con magnitú +9,87, nun ye observable a simple vista.
La so temperatura efectivo ye de 3531 ± 50 K y tien un radiu de 0,71 radios solares.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 2,0 km/s, lo que trai qu'el so periodu de rotación nun supera los 18 díes.
Los dos estrelles del sistema tán visualmente dixebraes ente sí 98 segundos d'arcu, lo que correspuende a una separación proyeutada de 1200 UA.
Presenten una metalicidá comparable a la solar ([Fe/H] ~ -0,02).
L'estudiu de la cinemática del sistema inclúye-y dentroo del grupu de les Pléyades, lo que dexa envalorar la so edá en 120 millones d'años.
V596 Cassiopeiae
V596 Cassiopeiae (V596 Cas / GJ 82 / HIP 9291 / Ross 15) ye una estrella de magnitú aparente +12,04. Alcuéntrase a 41,5 años lluz del Sistema Solar encuadrada na constelación de Cassiopeia.
Estrelles cercanes a V596 Cassiopeiae son Gliese 69 y Gliese 63, asitiaes respectivamente a 4,8 y 5,8 años lluz de distancia.
V596 Cassiopeiae ye una nana colorada de tipu espectral M4V.
Tien una temperatura superficial de 3069 K y la so masa apenes supón el 35% de la masa solar.
Relluma con una lluminosidá —nel espectru visible— igual al 0,18% de la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 15 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye llixeramente cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,06).
V596 Cassiopeiae ye una estrella nueva que la so edá ta entendida ente 35 y 300 millones d'años;
otru estudiu concreta esta cifra en 50 millones d'años.
Amás, ye una estrella acandilante asemeyáu a EV Lacertae, YZ Canis Minoris o UV Ceti, prototipu d'esta clase de variables.
V596 Puppis
V596 Puppis (V596 Pup / HD 71581 / HR 3335) ye un sistema estelar de magnitú aparente +6,59.
Asitiáu na llende de les constelaciones de Pyxis y Puppis, recibe tamién la denominación de variable VV Pyxidis, a pesar de que ta encuadrada na postrera de les constelaciones enantes citaes.
Alcuéntrase a 572 años lluz del Sistema Solar.
El sistema V596 Puppis consta de siquier trés componentes, anque pudieren ser cuatro.
La estrella más brillosa ye una binaria espectroscópica formada por dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
D'idéntiques carauterístiques, dambes tienen una temperatura superficial de 9500 K y rellumen con una lluminosidá 34 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tienen una masa 2,10 vegaes mayor que la del Sol y un radiu 2,16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La velocidá de rotación proyeutada de dambes ye de 23 km/s.
El par constitúi una binaria eclipsante que'l so periodu orbital ye de 4,5962 díes.
Nos eclises —cuando una de les estrelles intercepta la lluz de la so compañera— el so rellumu mengua 0,47 magnitúes, siendo por tantu una estrella variable.
Les carauterístiques d'esta binaria son bien paecíes a les de la brillosa Menkalinan (β Aurigae), cola diferencia de que nesti últimu sistema les dos estrelles tán más evolucionaes.
Visualmente aprosimao a 0,3 segundos d'arcu de V596 Puppis, reparar otra estrella de magnitú +7,9 que tamién forma parte del sistema. De tipu espectral A5-A7, la so masa ye un 62% mayor que la masa solar. Especulóse que tamién pueda ser una estrella binaria; sicasí, per aciu interferometría de moteáu refugóse la esistencia d'acompañantes que la so separación visual sía mayor de 30 milisegundos d'arcu.
Anque los parámetros orbitales nun son bien conocíos, puede tardar en redol a 370 años en completar una órbita alredor de la binaria eclipsante.
V605 Aquilae
V605 Aquilae (V605 Aql / Nova Aquilae 1919) ye la estrella central de la nebulosa planetaria Abell 50 asitiada na constelación d'Aquila.
En 1919 l'astrónomu Max Wolf reparó na constelación d'Aquila una estrella que s'allumó, primeramente clasificada como Nova Aquilae 4 y depués llamada Nova Aquilae 1919 o V605 Aquilae.
El so espectru reveló que yera una xigante deficiente en hidróxenu bien asemeyáu a les variables R Coronae Borealis.
Mientres dos años el so rellumu aumentó hasta magnitú +10,2 y la so temperatura efectivo yera entós d'aprosimao 5000 K.
Foi en 1971 cuando s'afayó que V605 Aquilae atopar nel centru d'una tenue nebulosa planetaria d'unos 20.000 años d'antigüedá.
Darréu detectóse, nel centru xeométricu de la mesma, la crecedera d'un puntu deficiente n'hidróxenu. Güei, envalórase que la temperatura de la estrella central algama la cifra de 95.000 K.
V605 Aquilae ye una estrella que se topa nes fases finales de la so evolución estelar.
Pol so espectru y composición química, V605 Aquilae tien tipu espectral Wolf-Rayet, clase qu'entiende aprosimao'l 15% de toles estrelles centrales de nebuloses. Les fracciones de masa atmosférico de V605 Aquilae son un 40% de carbonu, un 54% de heliu y un 5% de oxíxenu, en llinia coles predicciones pa una estrella «post-flax final».
L'episodiu del flax d'heliu final ye astronómicamente bien curtiu, d'ende que la observación d'una estrella en dicha fase sía por demás rara. Sicasí, el flax final ye de fechu un acontecimientu bastante común na evolución estelar, yá que lo esperimenten ente'l 10% y el 25% de toles estrelles qu'evolucionen fora de la caña asintótica xigante.
Como cabo esperar, son bien poques les estrelles de les que se tienen pruebes clares de que tán esperimentando'l flax final: amás de V605 Aquilae, namái tán documentaes como tales el Oxetu de Sakurai (V4334 Sagittarii) y FG Sagittae.
Sicasí, el material espulsáu por V605 Aquilae mientres l'episodiu de 1919 ye por demás ricu en neón, polo que se suxurió que puede provenir d'una estrella d'oxíxenu-neón-magnesiu, como ye'l casu de les llamaes «novas de neón».
Propunxéronse dos posibles escenarios; el primeru invoca la fusión d'una estrella de la secuencia principal y una nana blanca masiva d'oxíxenu-neón-magnesiu, ente que'l segundu implica una nova clásica d'oxíxenu-neón-magnesiu que tien llugar pocu dempués d'un flax d'heliu final.
V636 Centauri
V636 Centauri (V636 Cen) ye un sistema estelar de magnitú aparente máxima +8,78
asitiáu na constelación de Centauru.
Alcuéntrase a 234 años lluz de distancia del Sistema Solar.
V636 Centauri ye una binaria cercana que la so componente principal ye una nana mariella de tipu espectral G1V y la secundaria una nana naranxa de tipu K2V.
El sistema recuerda a Alfa Centauri, cola notable salvedá de qu'ente que nesti postreru'l periodu orbital ye de 29.189 díes, en V636 Centauri ye de namái 4,284 díes, esto ye, 6800 vegaes menor.
La nana mariella, bien asemeyada al Sol, tien una temperatura efectivo de 5900 K.
La so lluminosidá ye un 13% superior a la lluminosidá solar y tien una masa un 5% mayor que la del Sol.
Con un radiu apenes un 2% más grande qu'el radiu solar, xira sobre si mesma con una velocidá de rotación de siquier 13 km/s.
La so compañera estelar tien una temperatura de 5000 K y la so lluminosidá equival al 39% de la del Sol.
Tien un radiu un 17% más pequeñu qu'el del Sol y la so velocidá de rotación proyeutada ye de 11,2 km/s.
La so masa ye un 15% inferior a la masa solar.
V636 Centauri esibe una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— igual a 2/3 partes de la solar ([Fe/H] = -0,20).
V636 Centauri constitúi una binaria eclipsante onde, mientres el eclís principal, el so rellumu mengua 0,50 magnitúes.
Nel secundariu'l descensu de rellumu ye de 0,10 magnitúes.
La condición de variable de V636 Centauri afayóse pol astrónomu alemán Cuno Hoffmeister en 1958.
V686 Coronae Australis
V686 Coronae Australis (V686 CrA / HD 175362 / HR 7129) ye una estrella variable na constelación de Corona Austral.
Tien magnitú aparente media +5,35 y alcuéntrase a 424 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral B3V —anque tamién figura catalogada como B8IVs—, V686 Coronae Australis ye una estrella peculiar Estrella probe n'heliu probe n'heliu con «sobreabundancia» de siliciu y manganesu.
El so campu magnéticu efectivu  algama'l valor de 3122 G.
Ye tamién una variable Alfa2 Canum Venaticorum —como por casu Alioth (ε Ursae Majoris)—, variando'l so rellumu 0,16 magnitúes.
V686 Coronae Australis tien una temperatura efectivo de 16.480 K y relluma con una lluminosidá 436 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 2,5 vegaes más grande qu'el radiu solar, V686 Coronae Australis rota con una velocidá proyeutada de 15 km/s, completando una vuelta sobre sigo mesma cada 3,67 díes.
La so masa ta entendida ente 4 y 4,6 mases solares.
Tien una edá envalorada de namái 8,3 millones d'años, polo qu'apenes trescurrió'l 6% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
V700 Monocerotis
V700 Monocerotis (V700 Mon / MWC 147 / HD 259431) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu, de magnitú aparente +8,81.
La so distancia respeutu al Sistema Solar ye incierta; anque a partir de les midíes del satélite Hipparcos suxurióse que puede tar a 945 años lluz, el so localización na nube NGC 2247 ye más consistente con una distancia de 2600 años lluz.
V700 Monocerotis ye una estrella Herbig Be d'unos 500.000 años d'edá qu'inda nun entró na secuencia principal y ta en fase de crecedera, incorporando material del esterior. Numberoses observaciones suxuren la esistencia alredor de la estrella d'un discu circumestelar y una envoltura esterior más estendida. La parte interna del discu tien una alta temperatura, en redol a dellos miles de K, con un amenorgamientu acusáu de la temperatura conforme aumenta la distancia a la estrella. La mayor parte de la radiación infrarroxo emitida provién del material que s'atopa a 1-2 UA de la estrella. Esto tamién implica que nun puede esistir polvu tan cerca de la estrella, una y bones la enerxía irradiada pola estrella calez y destrúi los granos de polvu. El modelu que meyor afacer a les observaciones ye'l d'un discu que s'estiende hasta 100 UA, cola estrella amontando la so masa a razón de siete millonésimes de masa solar per añu.
V700 Monocerotis tien una compañera visual a 3,1 segundos d'arcu, equivalente a una separación proyeutada de 2500 UA. Anque tamién foi catalogada como una binaria espectroscópica con un periodu de menos d'un añu, midíes posteriores nun pudieron confirmar esti fechu.
V701 Coronae Australis
V701 Coronae Australis (V701 CrA) ye una estrella de magnitú aparente +5,73 encuadrada na constelación de Corona Austral.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 223 años lluz del Sistema Solar.
V701 Coronae Australis ye una xigante o subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2III/IV.
Con una edá de 1100 millones d'años, ye una estrella evolucionada asemeyada a Caph (β Cassiopeiae) o a χ Leonis.
Tien una temperatura efectivo de 6982 K y una lluminosidá 19 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un diámetru angular de 3,8 × 10 segundos d'arcu; valor que, una vegada considerada la distancia a la que s'atopa, dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 2,8 vegaes más grande qu'el del Sol.
Rota a gran velocidá, siendo la so velocidá de rotación igual o mayor de 265 km/s.
Ye 1,8 vegaes más masiva qu'el Sol y el so conteníu metálico ye prácticamente igual a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,01.
V701 Coronae Australis ye una variable Delta Scuti qu'esperimenta llixeros cambeos de lluminosidá producíos por pulsaciones radiales y non-radiales na so superficie; l'antes citada Caph y υ Ursae Majoris son variables d'esta clase.
El periodu d'oscilación de V701 Coronae Australis ye de 0,1353 díes (3 hores y cuartu), siendo la so variación de rellumu de namái 0,020 magnitúes.
V715 Monocerotis
V715 Monocerotis (V715 Mon / HD 49567) ye una estrella de magnitú aparente +6,15 asitiada na constelación de Monoceros, el unicorniu.
La paralax midida por Hipparcos, 0,40 ± 0,55 milisegundos d'arcu, nun ye útil pa determinar la so distancia al Sistema Solar. Sicasí, la so pertenencia al Grupu de movimientu de ASCC29 dexa envalorar la so distancia en 810 pársecs o 2640 años lluz.
V715 Monocerotis ye una xigante lluminosa blancu-azulada de tipu espectral B3II-III.
Tien una lluminosidá 7250 vegaes superior a la lluminosidá solar y una elevada temperatura efectivo de 17.000 K.
Tien un radiu 10,5 vegaes más grande qu'el del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada —llende inferior de la mesma que depende del enclín del so exa de rotación— de 85 km/s.
La bayura relativa de heliu de V715 Monocerotis, [He/H] = 0,127, correspuende a la d'una xigante azul evolucionada, claramente percima del nivel inicial d'estes xigantes na ZAMS, o edad cero de la secuencia principal ([He/H] ≈ 0,10).
Ye una estrella masiva con una masa de 7,0 - 9,1 mases solares y una edá ente 35 y 48 millones d'años.
El so masa asítialo xusto na llende percima del cual les estrelles rematen la so vida españando violentamente en forma de supernova.
V715 Monocerotis ye una estrella variable, catalogada como variable pulsante de llargu periodu (LPB).
Estes variables —ente les que figuren γ Muscae y τ Herculis— tienen periodos de más d'un día de duración.
V761 Centauri
V761 Centauri (V761 Cen / a Centauri / HD 125823 / HR 5378) ye una estrella de la constelación de Centaurus de magnitú aparente +4,40. Alcuéntrase a 418 años lluz de distancia del Sistema Solar y forma parte de la asociación estelar «Centaurus Cimera-Lupus» (UCL).
Anque V761 Centauri figura catalogada como una xigante azul de tipu espectral B7IIIpv, el so espectru ye variable ente B2V y B8IV.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 19.000 K y la so lluminosidá ye 1050 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Tien un radiu 2,8 vegaes más grande qu'el del Sol y, pa ser una estrella de les sos carauterístiques, rota amodo; la so velocidá de rotación proyeutada de 15 km/s da llugar a un periodu de rotación inferior a 8,82 díes.
V761 Centauri ye una estrella Bp químicamente peculiar qu'amuesa una variabilidá estrema na bayura de heliu.
Tien dos hemisferios claramente estremaos, unu ricu n'heliu y otru probe nesti elementu; la bayura d'esti elementu varia nun factor de 125 ente dambes rexones.
Amás, nel hemisferiu probe n'heliu, el isótopu heliu-3 ye igual d'abondosu qu'el heliu-4, cuando a nivel cósmicu esti postreru ye, con diferencia, muncho más abondosa.
El campu magnéticu superficial amuesa una xeometría más complexa qu'un simple dipolo o qu'un «dipolu más cuadripolo».
Oxíxenu, nitróxenu y fierro concéntrense sobremanera en dos zones cerca del ecuador consistentes col máximu magnéticu positivu, pero, en menor midida, tamién n'otros dos zones onde s'atoparía'l picu negativu del campu magnéticu.
Pequenes variaciones de rellumu de 0,05 magnitúes faen de V761 Centauri una estrella variable clasificada como variable SX Arietis, asemeyáu a α Sculptoris.
V778 Cassiopeiae
V778 Cassiopeiae (HD 236915) ye una estrella na constelación de la Cassiopeia de magnitú aparente +8,38.
Ye una estrella bien alloñada que la so paralax midida por Hipparcos (0,88 ± 0,88 milisegundos d'arcu) nun ye fiable.
Un estudiu corrixe dichu paralax a 1,232 milisegundos d'arcu, asitiando a V778 Cassiopeiae a una distancia averada de 812 pársecs (2650 años lluz) del Sistema Solar.
Considerar miembru de les Asociación estelar Cas OB8.
Tien una temperatura efectivo de 3450 K y una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— ente 3.025 y 28.000 vegaes superior a la lluminosidá solar, siendo la discrepancia de valores consecuencia de la incertidume na distancia.
El so radiu ye 420 vegaes más grande qu'el diámetru solar, lo qu'equival a 1,95 UA; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Magar el so gran tamañu, la so masa ye de 2,5 mases solares. 
Estes variables son superxigantes de tipu espectral tardíu que los sos período d'oscilación van dende trenta hasta dellos miles de díes; μ Cephei ye la representante más conocida del grupu.
V789 Monocerotis
V789 Monocerotis (V789 Mon / BD-00 1712 / TYC 4817-468-1) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Monoceros cerca de la llende con Canis Minor, aprosimao a mediu grau del ecuador celeste.
Tien magnitú aparente media +9,34 y alcuéntrase a 123 años lluz del Sistema Solar.
V789 Monocerotis ye una estrella binaria espectroscópica con una fuerte emisión Hα.
Los dos componentes son nanes naranxes que la so rellación de mases, "q" = 1,0542, indica que son estrelles bien similares.
La primaria tien tipu espectral K5V —asemeyáu a Gliese 453— y la secundaria K6-7V.
Les sos respectives mases mínimes son de 0,56 y 0,52 mases solares, ente que les sos lluminosidáes equivalen al 20% y al 16% de la que tien el Sol.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,4021 díes y la órbita ye prácticamente circular (y = 0,0129).
La estrella primaria rota a una velocidá de 28,8 km/s, ente que la so compañera facer a 25,09 km/s.
El periodu fotométricu, ≈ 1,412 díes, indica que'l sistema tien rotación síncrona.
V789 Monocerotis amuesa un gran nivel d'actividá cromosférica, tando clasificada como una variable BY Draconis.
Anque se propunxo que'l sistema puede ser una binaria eclipsante, observaciones fotométriques nun atoparon evidencia de posibles eclises.
V805 Aquilae
V805 Aquilae (V805 Aql / HD 177708 / HIP 93809) ye una estrella binaria de magnitú aparente +7,58.
Ta encuadrada na constelación del Águila, cerca de la llende con Saxitariu.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos de paralax del satélite Hipparcos, alcuéntrase a 548 años lluz del Sistema Solar.
V805 Aquilae ye una binaria cercana que'l so periodu orbital ye de 2,4082 díes.
La componente principal ye una estrella de tipu espectral A2 que la so temperatura efectivo ye de 8185 K.
17,8 vegaes más lluminosa qu'el Sol, tien una masa de 2,11 mases solares y un radiu igual a 2,11 radios solares.
La componente secundaria, clasificada como de tipu A9, tien una temperatura de 7178 K.
La so lluminosidá ye 7,2 vegaes superior a la lluminosidá solar y tien una masa un 63% mayor que la del Sol.
V805 Aquilae constitúi una binaria eclipsante; mientres el eclís principal —cuando la estrella menos lluminosa intercepta la lluz de la estrella más lluminosa— el rellumu del sistema mengua 0,64 magnitúes ente que nel secundariu'l descensu del rellumu ye de 0,32 magnitúes.
V809 Cassiopeiae
V809 Cassiopeiae (V809 Cas / HD 219978 / HIP 115141) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. De magnitú aparente media +6,74, visualmente alcontrar a 46 minutos d'arcu de 4 Cassiopeiae, cerca de la llende con Cepheus. D'alcuerdu a la paralax determinada pol satélite Hipparcos (1,66 ± 0,40 milisegundos d'arcu), alcuéntrase a 1960 años lluz del Sistema Solar, pero'l marxe d'erru na midida ye bien eleváu; per otra parte, la so pertenencia a la Asociación estelar Cepheus OB3 asitiar a una mayor distancia (2840 años lluz).
V809 Cassiopeiae ye una superxigante colorada de tipu espectral M1I, enantes catalogada como K5Ib, con una temperatura efectivo de 3750 K.
Muncho más grande qu'el Sol, tien un radiu 410 vegaes más grande qu'el radiu solar, lo qu'equival a 1,91 UA. Si tuviera nel centru del Sistema Solar, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Marte.
Magar les sos grandes dimensiones, queda llueñe tocantes a tamañu d'otres superxigantes como VV Cephei, KY Cygni o Betelgeuse (α Orionis).
El so conteníu metálico ye inferior a la solar ([Fe/H] = -0,15), con una bayura relativa de fierro equivalente al 71% del esistente nel Sol.
Catalogada como variable irregular, el rellumu de V809 Cassiopeiae varia ente magnitú +6,58 y +6,71.
V838 Monocerotis
V838 Monocerotis, tamién llamada V838 Mon, ye una estrella variable asitiada na constelación de Monoceros, aprosimao a 20.000 años lluz (6 kpc) del Sol. La estrella esibió una esplosión bien importante a empiezos del añu 2002, lo cual primeramente creyer que yera la típica creación d'una nova; sicasí, depués súpose que se trataba de daqué dafechu distintu. El motivu del españíu entá ye inciertu pero ellaboráronse delles teoríes al respeutu, incluyíes la erupción rellacionada colos procesos de muerte estelar y la fusión d'una estrella binaria o planetes.
El 6 de xineru de 2002, una estrella hasta esi momentu desconocida otorgó más rellumu a la constelación de Monoceros, l'Unicorniu. Por tratase d'una nueva estrella variable, designar col nome de V838 Monocerotis, la 838ª estrella variable de Monoceros. Primeramente, la curva de lluz asemeyaba la d'una nova, esto ye, una erupción qu'asocede cuando s'atropó abonda hidróxenu na superficie d'una nana blanca perteneciente a una estrella binaria cercana. De resultes, tamién-y la designó como Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis algamó'l so magnitú visual máxima (6,75) el 6 de febreru de 2002, dempués de lo que el so rellumu empezó a menguar rápido, tal como yera esperable. Sicasí, a principios de marzu la lluminosidá de la estrella volvió crecer, esta vegada en ondes infrarroxes. Un nuevu episodiu de rellumu infrarroxu tuvo llugar a empiezos d'abril, depués del cual la estrella tornó a la so lluminosidá previa a la erupción, qu'algamó una magnitú de 15,6. La curva de lluz producida pola últimu erupción foi daqué nunca vistu con anterioridá.
El rellumu de la estrella algamó una magnitú averada d'un millón de vegaes la lluminosidá del Sol; esto fixo que naquel momentu V838 Monocerotis fora una de les estrelles más brilloses de la Vía Lláctea. La causa de la so mayor lluminosidá foi la rápida espansión de les capes esternes de la estrella. La mesma foi reparada al traviés del equipu de interferometría del Observatorio Palombar , que señaló un radiu de 1.570 ± 400 vegaes el del Sol (similar al radiu de la órbita de Xúpiter) y confirmó los primeros cálculos fechos en forma indirecta. La espansión realizar en tan solo unos meses, ye dicir que la tasa d'espansión foi súmamente elevada. Les lleis de la termodinámica indiquen que los gases n'espansión esfrécense; poro, la estrella sufrió un gran enfriamientu y adquirió un color coloráu escuru. Ello ye que dalgunos astrónomos argumenten que los espectros de la estrella asemeyar a los de les nanes marrones clase L. Nel supuestu casu de qu'esto fora correctu, V838 Monocerotis sería la primera superxigante clase L de la cual téngase conocencia. Anguaño, l'ecu de lluz entá sigue espandiéndose y espérase qu'asina siga hasta 2010.
Esisten rexistros de dellos españíos similares al asocedíu en V838 Monocerotis. En 1988 detectóse la erupción d'una estrella colorada na galaxa de Andrómeda. La estrella, designada M31-RV, algamó una magnitú bolométrica absoluta de −9,95 nel so puntu máximu (equivalente a una lluminosidá de 7,5 millones de vegaes la del Sol) enantes de volver menguar hasta faese indetectable. Una erupción asemeyada asocedió en 1994 na Vía Lláctea (V4332 Sagittarii).
Nos últimos años surdieron dellos detalles referentes a la naturaleza de la estrella. Basaos nel ecu de lluz xeneráu pola erupción, los primeros cálculos tocantes a la distancia ente V838 Monocerotis y el Sol refundiaron una resultancia de 1.900 a 2.900 años lluz. Esto, xuníu a les midíes de la so magnitú aparente en fotografíes previes a la erupción, faía creer que se trataba d'una estrella nana clase F de baxa lluminosidá, non bien distinta al nuesu Sol, pero que representaba un gran enigma.
Midíes posteriores, muncho más precises, señalaron una distancia mayor, equivalente a 20.000 años lluz (6 kpc). Según paez, V838 Mon tendría una masa y lluminosidá mayores que la nuesa estrella; ye posible que la masa de la estrella sía ente 5 y 10 vegaes la del Sol, y que la so lluminosidá sía ente 550 y 5.000 vegaes mayor. El so radiu podría ser d'unes 5 vegaes la del Sol y la so temperatura de 4.700 a 30.000 K. De más ta dicir que los valores mentaos nun son sinón aproximamientos. Munari et al. (2005) indiquen que, ello ye que la estrella progenitoria ye una superxigante enorme con una masa d'unes 65 vegaes la del Sol; coles mesmes, señalen que'l sistema podría tener tan solo 4 millones d'años.
L'analís del espectru de V838 Monocerotis revela que tien una compañera, una estrella de la secuencia principal azul clase B, que probablemente nun sía bien distinta de la estrella que fixo erupción. Tamién ye posible que la estrella n'erupción tenga una masa un pocu menor que la so compañera y que se tope dientro de la clasificación d'estrelles de la secuencia principal per un pequeñu marxe.
Según el paralax fotométricu de la estrella compañera, Munari et al. calcularon una distancia enforma mayor: 36.000 años lluz (10 kpc).
Un ecu de lluz ye un fenómenu producíu por oxetos que'l so rellumu amontar rápido, como por casu les novas y supernoves. La lluz emitida directamente pol oxetu llega primero al so destín pero, si esisten nubes de materia interestelar ente la estrella y l'observador, parte de la lluz reflexar dende les nubes. Cuidao que el so percorríu ye más llargu, la lluz reflexada llega a destín con posterioridá, lo que produz la visión d'unos aníos de lluz n'espansión dende l'oxetu n'erupción. Amás, los aníos paeceríen viaxar a una velocidá mayor a la de la lluz.
Nel casu de V838 Monocerotis, l'ecu llumínicu producíu superó a les escales conocíes y la so evolución tópase documentada al traviés d'imaxes prindaes pol telescopiu espacial Hubble. Entá nun ta claru si la nebulosa qu'arrodia a la estrella tien dalguna rellación cola mesma, pero de ser asina, podría ser provocada por erupciones anteriores, lo cual refugaría delles teoríes basaes n'eventos castatróficos simples. Sicasí, esisten abondes evidencies p'afirmar que'l sistema de V838 Monocerotis ye bien nuevu y entá taría agospiáu dientro de la nebulosa a partir de la cual formóse.
L'españíu de V838 Monocerotis podría ser la erupción d'una nova magar les opiniones en contrariu, anque sería una bien inusual. De toes formes, esto ye pocu probable teniendo en cuenta que'l sistema inclúi una estrella clase B y estes son nueves y de gran masa. Nun hubo tiempu abondu por que una posible nana blanca esfreciérase ya incorporara la materia necesario pa provocar la erupción.
V838 Monocerotis podría ser una estrella poscaña asintótica xigante a la llende de la so muerte. La nebulosa allumada pol ecu de lluz podría tratase de capes de polvu qu'arrodien la estrella, creaes por esta mientres españíos anteriores. Ye posible que l'aumentu del so rellumu fuera un flax d'heliu, nel cual el nucleu d'una estrella morrebunda de poca masa produz rápido una fusión de carbonu que trastorna, ensin destruyir, a la estrella (un socesu similar al asocedíu nel Oxetu de Sakurai). Sicasí, ciertes evidencies sostienen la teoría de que'l polvu ye interestelar y nun s'atopa centráu alredor de V838 Monoceros. Una estrella morrebunda que perdiera les sos capes esternes sería caliente, ente que la evidencia apunta a una estrella nueva.
Acordies con delles evidencies, V838 Monocerotis sería una estrella superxigante bien masiva. De ser asina, l'españíu podría ser un flax de carbonu, un socesu termonuclear onde una capa de heliu de la estrella esplota de secute y empieza a fundir carbonu. Les estrelles de gran masa son capaces de sobrevivir a dichos sucesos, pero sufren una enorme perda de masa (aprosimao la metá de la so masa orixinal dientro de la secuencia principal) enantes d'asitiase como estrelles de Wolf-Rayet desaxeradamente calientes. Esta teoría tamién podría esplicar les nubes de polvu que paecen arrodiar la estrella. V838 Monoceros allúgase cerca del Centru Galácticu y fora del discu de la Vía Lláctea. El nacencia d'estrelles ye menos frecuente nes rexones esteriores de la galaxa y nun ta claro que les estrelles masives d'esi tipu puedan formase ellí. Sicasí, esisten grupos bien nuevos, tales como Ruprecht 44 y NGC 1893 (de 4 millones d'años) a una distancia averada de 7 y 6 kpc, respectivamente.
L'españíu podría ser la resultancia de la fusión de dos estrelles de la secuencia principal (o una estrella de la secuencia principal de 8 M y una anterior a la secuencia principal de 0,3 M). Esta teoría tópase reforzada pola mocedá aparente del sistema y el fechu de que'l sistema estelar múltiple pueda ser inestable. Ye posible que'l componente menos masivu tuviera una órbita demasiáu escéntrica o s'esviara escontra'l más grande. Les simulaciones por ordenador demostraron que la teoría de la fusión ye posible. Amás, esta teoría esplica la gran cantidá de picos na curva de lluz que se reparó mientres l'españíu.
La posibilidá más intrigantes probablemente sía que V838 Monocerotis taramiara a les sos xigantes gaseosos. Si unu d'estos planetes ingresara na atmósfera de la estrella, esta primeramente ralentizaría'l movimientu del planeta; a midida que el xigante gaseosu siguiera enfusando na atmósfera estelar, el resfregón amontaríase y l'enerxía cinética sería absorbida pola estrella más rápido. De siguío, la envoltura estelar caleceríase lo suficiente pa disparar una fusión de deuteriu, lo cual provocaría una rápida espansión. Los últimos picos asocederíen cuando otros dos planetes ingresaron na envoltura espandida. El autores d'esta teoría calculen qu'añalmente se producen 0,4 captures planetaries n'estrelles asemeyaes al Sol, ente que pa estrelles masives como V838 Monocerotis la tasa ye de 0,5 ~a 2,5 socesu per añu.
V856 Scorpii
V856 Scorpii (V856 Sco / HD 144668 / HR 5999) ye una estrella variable na constelación del Escorpión de magnitú aparente +6,98. Alcuéntrase naparte central de la nebulosa escura Lupus 3 a 678 años lluz del Sistema Solar.
Comparte movimientu propiu con HR 6000, visualmente a 45 segundos d'arcu. Coles mesmes, V856 Scorpii tien una compañera visual cercana a 1,4 segundos d'arcu, denominada Rossiter 3930, posiblemente una estrella T Tauri; si ta físicamente rellacionada con V856 Scorpii, la separación real ente dambes estrelles ye de siquier 300 UA.
De tipu espectral A7IVe, V856 Scorpii ye una de les estrelles Herbig Ae/Be meyor estudiaes. Estes son estrelles pre-secuencia principal de masa entendida ente 2 y 8 mases solares con una rápida variabilidá. V856 Scorpii tien una masa de 3 - 4 mases solares y va llegar a la secuencia principal como una estrella de tipu B mediu. Amuesa una elevada velocidá de rotación de 204 km/s.
La distribución d'enerxía nel espectru de V856 Scorpii amuesa un escesu de radiación nel infrarroxu a llonxitú d'onda mayores de 1 μm, detectáu pol satélite IRAS a 12, 25 y 60 μm.
Nél esisten granos de silicatos relativamente grandes, d'un tamañu igual o mayor a 1 μm.
Piénsase qu'esti material forma un discu de acrecimientu planu ópticamente trupu con un radiu esterior de 2,6 ~ UA. El tamañu d'esti discu ye bien inferior al que teóricamente cabría esperar, lo que puede esplicase pola presencia de Rossiter 3930, magar l'amplia separación ente dambes estrelles requiriría una órbita desaxeradamente escéntrica. Otra posible esplicación ye la esistencia d'una compañera más cercana entá non detectada.
V870 Arae
V870 Arae (V870 Ara / HD 165235 / HIP 88853) ye una estrella variable na constelación d'Ara, l'altar.
La so distancia al Sistema Solar ye de 350 años lluz.
V870 Arae ye una estrella binaria de contactu binaria de contactu de tipu espectral F8 —los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise—, con un periodu orbital de namái 0,39978 díes (9,595 hores).
Ye una de les binaries de contactu que'l so cociente de mases ye menor ("q" = 0,082 ± 0,030), comparable al de AW Ursae Majoris, SX Corvi o V857 Herculis.
Piénsase qu'aquelles binaries de contactu que'l so cociente de masa ye inferior a 0,076, ~ nun ralu de tiempu entendíu ente 1000 y 10.000 años, fúndense formando una única estrella de rápida rotación; ello asitia a V870 Arae como un claru candidatu por que dambes estrelles fundir nel futuru.
Esta postrera, con una temperatura efectivo de 6210 ± 35 K, ye la metá de lluminosa qu'el Sol y tien un radiu igual al 61% del radiu solar.
El so acompañante ye muncho más lluminosa —casi 3 vegaes más que'l Sol— y considerablemente más grande, con un radiu de 1,69 radios solares. Sicasí, tien una menor temperatura de 5860 K.
El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +9,00 y +9,39.
Variable lluminosa azul
Les variables lluminoses azules (VLA, n'inglés "luminous blue variables"), tamién conocíes como variables S Doradus, son les estrelles más lluminoses que se conocen y ente les cualos atópense dalgunes de les estrelles más masives del universu. El so númberu ye desaxeradamente escasu por representar una fase curtia de la evolución estelar d'estrelles bien masives, de les cualos yá hai poques de por sí. Por suerte, la so elevada lluminosidá facer bien conspicuas polo que, anque'l so númberu sía bien escasu, son fáciles de detectar.
Esisten dos tipos de VLA: les de baxu rellumu —que tienen relativamente poca masa y que paecen ser estrelles que dexaron tras la fase de superxigante colorada, por casu HD 160529, y que siquier en dellos casos (estrelles de 20-25 mases solares) podríen ser l'últimu estadiu evolutivu enantes d'españar como supernoves— y les de rellumu eleváu, que vienen de les estrelles más masives, como ye'l casu de Eta Carinae y en ciertu mou ye l'equivalente d'estes de la fase de superxigante colorada, que nun esperimenten, teniendo llugar mientres la fases finales de fusión d'hidróxenu nel centru de la estrella, mientres esti elementu ye fundíu nuna capa alredor del nucleu estelar, y mientres el principiu de la fase de fusión d'heliu n'este.
La fase VLA ye una de les últimes fases de la vida d'una estrella bien masiva, y esiste de fechu cierta evidencia qu'apunta a qu'éstos astros pueden ser proxenitores de supernoves. Les VLA son estrelles que'l so rellumu varia amodo n'escales d'año pero con erupciones repentines que provoquen enormes variaciones de lluminosidá. Les erupciones son tan violentes qu'en delles ocasiones confundiéronse con esplosiones de supernova. Créese qu'estes erupciones prodúcense porque la estrella avérase peligrosamente al llende de Eddington, lo que fai que la presión de la radiación espulse les sos capes más esternes de forma violenta. Sicasí, ye posible que la presencia d'estrelles compañeres tamién xuegue un papel nes erupciones. Esi paez ser el casu pa Eta Carinae, la VLA más conocida, y quiciabes tamién para P Cygni.
Los modelos teóricos indiquen que na fase VLA una estrella que primeramente tuviera 120 M puede llegar a espulsar decenes de mases solares. Si la estrella sobrevive a la fase VLA, convertir nuna estrella Wolf Rayet, anque tamién se propunxo que puede dase'l procesu inversu y que les Wolf-Rayet de tipu WN riques en hidróxenu sían el precursores de les VLAs.
Vega (estrella)
Vega (Alfa Lyrae / α Lyr) ye una estrella de primera magnitú (na clasificación de Ptolomeo) de la constelación de la Llira y la principal de la mesma. Ye la quinta estrella más brillosa del cielu nocherniegu y la segunda del hemisferiu norte celeste depués d'Arturu. Considérase una estrella relativamente cercana, a solu 25 años-lluz de la Tierra, y, xuntu a Arturu y Siriu, una de les más brilloses cercanes al Sistema Solar. Vega foi bien estudiada polos astrónomos, aportando a catalogada como la estrella más importante nel cielu dempués del Sol. Vega foi la Estrella Polar alredor del añu 12000 A.C. y volverá selo alredor del añu 13727 D.C. cuando la declinación sía de +86°14’. Vega foi la primer estrella, dempués del Sol, en ser fotografiada y a la primera que se-y realizó un rexistru espectral.
Esta estrella solo tien una décima parte de la edá del Sol, pero al ser 2.1 vegaes más masiva'l so ciclu de vida ye tamién una décima parte comparada col Sol; dambos astros, nel presente, atópense mui cerca d'algamar el puntu entemediu nos sos ciclos de vida. Vega ye inusualmente probe n'elementos con númberu atómicu mayor qu'el del heliu. Vega ye una supuesta estrella variable que varia llixeramente en magnitú de manera periódica. Ésta rota rápido con una velocidá de 274 km/s nel ecuador. Esto provoca un abultamientu esternu nel ecuador provocáu polos efectos de l'aceleración centrífuga y, como resultancia, esiste una variación de la temperatura sobre la fotosfera de la estrella, algamáu'l so valor máximu nos polos. Dende la Tierra, Vega ye reparada dende la dirección d'unu de los sos polos.
La astrofotografía, la fotografía d'oxetos celestes, empezó en 1840 cuando John William Draper tomó una imaxe de la Lluna utilizando'l procesu del daguerrotipu. El 17 de xunetu de 1850, Vega convertir na primer estrella (dempués del Sol) en ser fotografiada por William Bond y John Adams Whiple nel Observatoriu del Colexu de Harvard, tamién emplegando un daguerrotipu. Henry Draper tomó la primer fotografía del espectru estelar n'agostu de 1872 mientres-y realizaba una fotografía a Vega, convirtiéndose asina na primer persona n'amosar les llinies d'absorción nel espectru d'una estrella. Llínees similares fueron identificaes nel espectru del Sol. 
Los astrónomos profesionales utilizaron a Vega p'afitar los baremos absolutos de rellumu fotométricu, lo que supón que la magnitú visual de Vega ye aprosimao cero en toles llonxitúes d'onda. La intención orixinal yera que'l valor fuera exautamente cero, pero na práctica nun resultó asina. Por exemplu, nel filtru "V" de Johnson (el más usáu polos astrónomos nel rangu visible), la magnitú de Vega ye 0,026 ± 0,008, y n'otros filtros hai tamién esviaciones d'unes poques centésimes.
Vega puede reparase frecuentemente cerca del cenit en llatitúes medies-septentrionales mientres les nueches de branu nel Hemisferiu Norte. Puede reparase sobre l'horizonte, al norte, mientres l'iviernu n'en llatitúes medies del Hemisferiu Sur. Como Vega tien una declinación de +38.78°..., namái pue vese en llatitúes al norte de los 51°S. Esta estrella nun ye apreciable dende la Antártida o dende les rexones más australes d'América del Sur, incluyendo Punta Arenas, Chile (53° S). En llatitúes de +51° N, Vega permanez de cutio sobre l'horizonte como una estrella circumpolar.
Esta estrella permanez como un vértiz del llamáu Triángulu branizu constituyíu, amás, por Altair na constelación Águila y Deneb na del Cisne. El Triángulu del Branu ye bien reconocible nos cielos septentrionales cuidao que na so vecindá esisten poques estrelles brilloses. 
Les Líridas son una fuerte agua de meteoros que'l so picu ye algamáu mientres el 21-22 d'abril. Cuando un pequeñu meteoru ingresa a la atmósfera terrestre a una gran velocidá, produz un rastru de lluz mientres l'oxetu ye vaporizado. Mientres una agua, una gran cantidá de meteoros apuerten dende una mesma dirección, y, dende la perspectiva del observador, los rastros brillosos paecen ser irradiaos dende un solu puntu nel espaciu. Nel casu de les Líridas, estos meteoros son irradiaos dende la constelación de la Llira. Sicasí, anguaño conozse qu'estos son restos emitíos pol cometa C/1861 G1 Thatcher y nun tien nada que ver cola estrella.
La clase espectral de Vega ye A0V, convirtiéndola nuna estrella de secuencia principal blanca con matices azulaos, que alcuéntrase fundiendo hidróxenu y formando heliu nel so nucleu. La edá actual de la estrella ye d'alredor de 455 millones d'años. Vega va convertise, nel futuru del so ciclu de vida, nuna xigante colorada clase-M y va perder muncha de la so masa, convirtiéndose finalmente nuna nana blanca. Nel presente, Vega tien más que'l doble de la masa del Sol y la so lluminosidá ye, aprosimao, 37 vegaes el valor de la del Sol. Sicasí, por cuenta del so altu ritmu de rotación, el polu ye considerablemente más brillosu que l'ecuador. Al ser reparada dende la Tierra, el so rellumu xube hasta 57 la lluminosidá del Sol, yá que se repara dende unu de los sos polos. La mayoría de la enerxía producida nel nucleu de Vega ye producida pol ciclu carbonu-nitróxenu-oxíxenu (ciclu CNO). Este ye un procesu de fusión nuclear que rique temperatures d'alredor de 15 millones K, lo cual ye bien cimeru a la temperatura esistente nel nucleu del Sol, pero ye muncho más eficiente que la reacción de fusión del Sol.
Vega tien un discu de polvu y gas al so alredor que foi afayáu pol satélite IRAS a mediaos de la década de los 80. Esto puede significar qu'o bien tien planetes, o que podríen formase relativamente llueu.
Tien tamién un espectru relativamente planu na rexón visual (un campu de llargor d'onda que va dende los 350 a los 850 nanómetros, la mayoría de les cualos son visibles al güeyu humanu), de cuenta que les densidaes de fluxu son aprosimao iguales, 2000-4000 Jy. La densidá de fluxu de Vega amenórgase rápido nel infrarroxu y avérase a los 100 Jy en 5 micrómetros).
Cuando'l radiu de Vega foi midíu con gran precisión con un interferómetro, refundió un inesperáu valor envaloráu de 2.73 ± 0.01 vegaes el radiu del Sol. Esto ye un 60% más grande que'l radiu de la estrella Siriu, ente que los modelos estelares indicaben que solo tenía de ser un 12% mayor. Sicasí, esta discrepancia puede ser esplicada si Vega ye una estrella de rápida rotación que ye vista dende la dirección del so polos de rotación. Observaciones realizaes en 2005-06 confirmaron esta deducción. 
Vega ye un exemplu d'estrella que rota a gran velocidá, como Altair (α Aquilae) o Regulus (α Leonis), polo que el so radiu ecuatorial ye significativamente mayor que el so radiu polar. Una velocidá de rotación alta tamién xenera diferencies de temperatura superficial ente l'ecuador y los polos. La velocidá de rotación nel ecuador de Vega ye de 275 km/s, lo que fai que los polos tean a una temperatura superficial de 10.150 K y l'ecuador a una temperatura de 7.900 K.
El nome Wega (darréu Vega) provién d'una treslliteración de la palabra árabe wāqi‘ que significa “cayendo” o “aterrizando”. El términu “Al Nesr al Waki” apaeció nel catálogu estelar d'A'l Achsasi Al Mouakket. El nome árabe darréu apaeció nel mundu occidental nes Tables Alfonsíes, que fueron dibuxaes ente 1215 y 1270 por orde d'Alfonso X. 
Nel presente la estrella polar ye Polaris..., pero alredor del añu 12000 e.C. la estrella polar yera Vega (a namái cinco graos d'ella). Pola mor del movimientu de precesión, la estrella polar va tar cerca de Vega alredor del añu 14000 d.C. Vega ye la más brillosa de toles estrelles polares socesives. Ente los habitantes del norte de la Polinesia, Vega yera conocida como whetu o te tau, la estrella del añu. Mientres un periodu históricu esta estrella marcaba l'empiezu d'un nuevu añu, cuando'l suelu tenía de ser preparáu pa ser plantáu. Col pasu del tiempu esta función pasó a les Pléyades.
Los asirios nomaron a esta estrella polar Dayan-same, el Xuiciu del Cielu”, ente que polos acadios foi nomada Tir-anna, “Vida de los Cielos”. Na astronomía babilónica, Vega debió de ser una de les estrelles llamaes Dilgan, “Mensaxeru de Lluz”. Pa los antiguos griegos, la constelación de Llira taba formada pol arpa de Orfeo, con Vega como'l so mangu. Na mitoloxía China, esiste la hestoria d'amor de Qi Xi (七夕) na cual Niu Lang (牛郎, Altair) y los sos dos fíos (β Aquilae y γ Aquilae) son dixebraos de la so madre Zhi Nü (織女, Vega) quien s'atopa nel llau más alloñáu del ríu, la Vía Lláctea. Sicasí, una vegada per añu nel decimoséptimu día del decimoséptimu mes del calendariu lunisolar chinu, faise una ponte y asina Niu Lang y Zhi Nü pueden tar xuntos de nuevu mientres un curtiu tiempu. El festival xaponés Tanabata, nel cual Vega ye conocida como orihime (織姫), basar nesta lleenda. Nel Zoroastrismo, Vega ye acomuñada n'ocasiones con Vanant, una divinidá menor que'l so nome significa “conquistador”.
Vela X-1
Vela X-1 (Vel X-1) ye un sistema binariu compuestu por un púlsar —una estrella de neutrones— y una estrella masiva, formando una binaria de rayos X d'alta masa. Ta asitiada nel senu de la constelación de Vela, siendo la so fonte más brillosa de rayos X. La estrella acompañante, HD 77581 (SAO 220767 / HIP 44368), ye relativamente brillosu —magnitú aparente +6,93—, siendo conocida dende fai más d'un sieglu. Sicasí, la so naturaleza como binaria de rayos X foi revelada muncho más tarde, nos alboreceres de la astronomía de rayos X.
Vela X-1 afayóse como fonte de rayos X pol satélite artificial Uhuru en 1971.
HD 77581 ye una superxigante azul de tipu espectral B0Ia que s'atopa a una distancia averada de 2 kiloparsecs, unos 6.500 años lluz.
El so diámetru ye 30 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 23 mases solares.
La separación ente la superxigante y l'estrella de neutrones ye de namái 1,7 vegaes el radiu de la primera, siendo'l periodu orbital de 8.964 díes.
Cuando la superxigante pasa per delantre de la estrella de neutrones produz un eclís na emisión de rayos X d'unos dos díes de duración.
El par constitúi una binaria eclipsante recibiendo la denominación d'estrella variable GP Velorum; coles mesmes, la superxigante ye una variable Alfa Cygni.
La emisión de rayos X per parte del púlsar xenerar pola captura y acrecimientu de materia procedente del vientu estelar de la estrella superxigante.
El so periodu de rotación ye de cerca de 283 s, fluctuando de manera errática en redol a esti valor. Esta elevada cifra pal periodu de rotación d'un púlsar ye característicu de binaries de rayos X d'alta masa; la materia acrecida pol oxetu compactu, proveniente del vientu estelar de l'acompañante, nun apurre momentu cinéticu al púlsar y, poro, nun dexa acelerar la so rotación.
Vela X-1 presenta un marcáu interés nel estudiu de les estrelles de neutrones, yá que la so masa puede ser evaluada d'una manera relativamente fiable, siendo una de les más altes conocíes —cerca de 1,7 mases solares. Ello dexó escluyir ciertos modelos de la estructura interna n'estrelles de neutrones, que predicen una masa máximo inferior a 1,7 mases solares.
Nota: Vela X-1 nun tien de ser confundíu col radiu púlsar aislláu Vela X.
Vindemiatrix
Vindemiatrix (ε Virginis / ε Vir / 47 Virginis) ye'l nome d'una estrella de magnitú aparente +2,83, la tercera más brillosa de la constelación de Virgu, dempués d'Espiga (α Virginis) y Porrima (γ Virginis) —considerando conxuntamente los dos componentes d'esta postrera—.
Ta asitiada a 110 años lluz del Sistema Solar y el so máximu acercamientu va tener llugar dientro de 220.000 años, cuando va tar a 104 años lluz. Nesi momentu'l so rellumu va algamar magnitú +2,74.
Vindemiatrix, traducción al llatín del griegu "Protrugeter", "Protrugetes" o "Trugeter", significa «la vendimiadora». Con esti nome figura nes Tables Alfonsíes, prevaleciendo hasta los nuesos díes. Enantes, mientres el Imperiu romanu, foi conocida como Vindemiator, Vindemitor y Provindemiator; la so salida matutina a primer hora a finales d'agostu marcaba'l momentu d'empezar la collecha de la uva. Otru nome que recibe esta estrella ye Protrigetrix, utilizáu pol astrónomu italianu Giovanni Battista Riccioli nel sieglu XVII.
Almuredín y Alaraph son nomes d'orixe árabe que tamién s'utilicen pa designar a esta estrella. En China yera conocida como Tsze Tseang, «el segundu xeneral».
Xuntu con Minelava (δ Virginis), Zaniah (η Virginis) y Porrima (γ Virginis) formaba un grupu d'estrelles conocíu na antigua Arabia como "Al 'Awwa"', que paez que representaba una caseta pa perros o un perru llatiendo.
Vindemiatrix ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura superficial de 5040 K. Tien una lluminosidá 83 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 11,4 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de Capella A, la componente más brillosa de α Aurigae.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 1,69 km/s.
Ye una fonte importante de rayos X, lo qu'implica una gran actividá magnética na so superficie. La radiación X emitida ye 300 vegaes mayor que la qu'emite'l Sol, y namái Capella (α Aurigae), Deneb Kaitos (β Ceti) y 24 Ursae Majoris superar. Con una masa de 2,6 mases solares, la so edá envalórase en 560 millones d'años, cuando empezó la so vida na secuencia principal como una estrella blancu-azulada de tipu B.
Vindemiatrix amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— aprosimao un 30% mayor que la solar ([Fe/H] = +0,13).
Otros elementos evaluaos como manganesu, cobre y cinc son menos abondosos que na nuesa estrella, ente que nel otru estremu destaca'l so eleváu conteníu de nitróxenu y chombu ([Pb/Fe] = +0,50).
Esiste evidencia de que Vindemiatrix forma parte del grupu de les Híades, acomuñáu col cúmulu del mesmu nome na constelación de Tauru.
VV Cephei
VV Cephei (VV Cep / HD 208816) ye una estrella variable asitiada na constelación de Cepheus de magnitú aparente +4,91. Ye una estrella binaria compuesta por una hiperxigante colorada, VV Cephei A, y una estrella blancu-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema alcuéntrase a unos 3000 años lluz del Sistema Solar.
El sistema VV Cephei consta de 2 estrelles
VV Cephei A ye una hiperxigante colorada lluminosa de tipu espectral M2Iape, siendo una de les estrelles más grandes conocíes con un radiu entendíu ente 1000 y 2200 vegaes el radiu solar. Traducíu a unidaes astronómiques (UA), tien un radiu ente 4,7 y 10,4 UA, lo qu'implica que si s'atopara nel llugar del Sol —considerando'l valor máximu—, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Saturnu. La so temperatura superficial deque conocida, cifrándose nel rangu de 3300 - 3650 K. Al tar bien alloñada de la Tierra, la distancia a la que s'atopa ye incierta, polo que la so lluminosidá pue tar entendida ente 163.000 y 535.000 vegaes la del Sol. La so masa envalórase ente 25 y 40 mases solares.
VV Cephei A nun tener forma esférica, sinón que por cuenta de la fuerza de marea producida pola atracción gravitatoria de la so compañera, tien forma de gota y dexa materia a un discu que se forma en redol a VV Cephei B.
Coles mesmes, ye una estrella pulsante semirregular que'l so rellumu varia de centésimes a décimes de magnitú.
Conócense distintos período d'oscilación de 58, 118 y 349 díes, según otru más llargu de 13,7 años.
Una estrella d'estes carauterístiques (nestos momentos fundiendo heliu n'átomos de carbonu) nun puede terminar los sos díes sinón como una supernova, que la so esplosión puede espulsar a la so compañera a gran velocidá convirtiéndola nuna estrella fuxitiva.
VV Cephei B ye muncho menos conocida qu'el so enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, la so masa puede ser delles vegaes mayor que la masa solar. La tresferencia de masa ente les dos estrelles probablemente produz súbitos cambeos nel periodu orbital del sistema. Anguaño VV Cephei B mover nuna órbita escéntrica a una distancia de VV Cephei A entendida ente 17 y 34 UA, siendo'l periodu orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa per delantre de VV Cephei B produzse un eclís de 250 díes de duración que fai qu'el so rellumu mengüe nun 20%.
VV Corvi
VV Corvi (VV Crv / HIP 61910) ye un sistema estelar de magnitú aparente media +5,27 asitiáu na constelación de Corvus, el cuervu.
En primer instancia, VV Corvi puede ser resueltu en dos estrelles, HD 110317 y HD 110318, separaes 5,35 segundos d'arcu.
Caúna d'elles ye, de la mesma, una binaria espectroscópica.
HD 110317 (HR 4821 / SAO 157447), de magnitú +6,08, ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F3IV. El periodu orbital d'esta binaria ye de 1,460 díes y constitúi una binaria eclipsante con una variación de rellumu de 0,15 magnitúes. Los dos componentes son más masives qu'el Sol, con mases respectives de 1,46 y 1,29 mases solares.
HD 110318 (HR 4822 / SAO 157448), de magnitú +5,98, ye tamién una subxigante de tipu F3IV. El so periodu orbital, de 44,414 díes, ye significativamente mayor qu'el de la otra binaria. Ente que la masa de la primaria ye un 29% mayor que la del Sol, la secundaria tien una masa equivalente al 64% de la masa solar.
Dambes binaries —relativamente asemeyaes ente sigo— completen una órbita alredor del centru de mases común cada 4518,6 años.
El sistema tien una metalicidá comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,06) y la so edá envalórase en 1200 millones d'años. Alcuéntrase a 279 años lluz del Sistema Solar.
El proyectu 2MASS dexó afayar la presencia d'una distante componente, BD-12 3675 (Ross 702), tamién acomuñada al sistema. De magnitú +10,5, visualmente ta a casi un minutu d'arcu. Tien una masa de 0,48 mases solares y el so periodu orbital supera los 155.000 años.
VV Orionis
VV Orionis (VV Ori / HD 36695 / HR 1868) ye un sistema estelar asitiáu debaxo del Cinturón d'Orión, na constelación del mesmu nome. D'alcuerdu al so paralax alcuéntrase a 1850 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1,485378 díes (1 día, 11 hores y 39 minutos).
La solución orbital otorga una separación ente les componentes de namái 0,063 UA —un 15% de la distancia ente Mercuriu y el Sol.
La más lluminosa del par ye una estrella azul de tipu espectral B1V con una incierta temperatura entendida ente 21.000 y 25.000 K. Ye tamién la componente más masiva con una masa averada de 10,8 mases solares y una lluminosidá 9400 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 2,5 vegaes más grande qu'el del Sol.
La otra componente ye una estrella blancu-azulada de tipu B7V y 15.500 K de temperatura. 330 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 4,5 mases solares. El diámetru d'esta postrera ye la metá qu'el de la so compañera. Estes cifres, sicasí, nun concordar coles llograes directamente a partir de lluminosidá y temperatura; la discrepancia probablemente tenga'l so orixe en que la distancia determinada pola paralax ye escesiva —una distancia de 1200 años lluz puede averase más a la realidá.
Cuidao que el planu orbital ye casi paralelu a la llinia de visión, VV Orionis ye una binaria eclipsante qu'esibe dos eclises desiguales.
L'eclís principal tien llugar cuando la estrella B7, menos lluminosa, pasa per delantre de la so compañera, lo que trai una cayida nel rellumu de magnitú +5,3 a +5,7, siendo la so duración de 2,5 hores. Cuando la estrella más lluminosa pasa per delantre de la so compañera tien llugar l'eclís secundariu, produciéndose una cayida nel rellumu de 0,2 magnitúes.
Una tercer estrella, con una separación de 1 UA, orbita el par interior cada 119 díes. Ye una estrella blanca de tipu A.
VV Piscis Austrini
VV Piscis Austrini (VV PsA / HD 208886 / HIP 108597) ye una estrella na constelación del Pez Austral de magnitú aparente +7,00.
Alcuéntrase aprosimao a 920 años lluz del Sistema Solar. 
De tipu espectral B7Ve, VV Piscis Austrini ye una estrella blancu-azulada que la so temperatura efectivo ye de 15.000 ± 450 K.
Na metá de la so vida como estrella de secuencia principal, la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu internu, siendo unes 810 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Cinco veces más masiva que la nuesa estrella, la so edá envalórase en 62 millones d'años —1/74 parte de la edá del Sol—.
Rota a gran velocidá, a más de 200 km/s, y ta catalogada como estrella Be; estes estrelles amuesen línea d'emisión nel so espectru provenientes d'un discu circumestelar aniciáu pola perda de masa y la rápida rotación. ζ Tauri y Dschubba (δ Scorpii) son dos de les principales representantes d'esti grupu.
VV Piscis Austrini ye una estrella variable qu'esibe una pequeña variación de rellumu de 0,12 magnitúes. Esiste un periodu principal de 0,3951 díes y un posible periodu secundariu de 0,1793 díes.
VX Andromedae
VX Andromedae (VX And / HD 1546 / HIP 1593) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda. Alcuéntrase a una distancia averada de 1825 años lluz del Sistema Solar.
VX Andromedae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV6J.
Nesta clase d'estrelles, al contrariu que nel restu, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu.
La rellación carbonu-oxíxenu en VX Andromedae —1,76— ye notablemente alta, superior a la de CW Leonis, O Antliae o R Sculptoris, conocíes estrelles de carbonu.
VX Andromedae ye, amás, una estrella de carbonu de «tipu J»; ello indica qu'el so espectru amuesa bandes intenses del isótopu carbonu-13 (C).
Nesti tipu d'estrelles la rellación C/C pue ser tan baxa como 4, ente que nel Sol, por casu, dicha rellación algama'l valor de 80.
Estes estrelles tampoco amuesen llinies realzaes d'elementos del procesu-s.
Dende la so fría superficie a 2510 K, sopla un vientu estelar que fai que pierda masa a razón de 1,4 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica ye 4800 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —6,75 ± 0,6 milisegundos d'arcu— conduz a un diámetru real unes 400 vegaes más grande qu'el del Sol, valor namái averáu dada la incertidume na distancia a la que s'atopa.
Catalogada como variable semirregular SRA —clase de variables similares a les variables Mira pero con amplitúes menores—, el rellumu de VX Andromedae varia ente magnitú aparente +7,5 y +9,7 nun periodu de 375 díes.
VX Sagittarii
VX Sagittarii ye una estrella superxigante colorada (quiciabes inclusive hiperxigante) asitiada na constelación de Saxitariu y visible con telescopios d'aficionáu.
Alcuéntrase a una distancia averada d'ente 1,5 y 2,0 quiluparsecs del Sol según diversos científicos, lo cual xunto cola so posición nel cielu indica que pertenez posiblemente a la asociación estelar Sagittarius OB1, la mesma a la que pertenez por casu la Nebulosa de la Llaguna, y la so lluminosidá acordies con diversos estudios foi envalorada ente 200.000 y 300.000 vegaes la del Sol, lo que la asitia ente les estrelles más lluminoses conocíes.
VX Sagittarii tien un diámetru aparente de 8,82 milisegundos d'arcu, qu'a una distancia de 1,7 kiloparsecs traducir nun diámetru real de casi 1500 vegaes el del Sol comparable al de les mayores superxigantes coloraes cómo Mu Cephei, V354 Cephei, ó KY Cygni-, y el so espectru y temperatura varien ente M5.5 y M9.8 y 3300 graos Kelvin y 2400 graos Kelvin respectivamente, lo que puede indicar tamién variaciones nel so tamañu. Dichu comportamientu, asina cómo la presencia de agua na so atmósfera, ye más paecíu al d'estrelles de la Caña asintótica xigante cómo Mira qu'a les d'estrelles superxigantes coloraes.
Ésti astru ta arrodiáu por una nebulosidad bien compacta y simétrica, con un tamañu real d'aprosimao 150 unidaes astronómiques asumiendo la mesma alloña enantes mentada, un cantu interior asitiáu a 100 unidaes astronómiques d'ella, y una espesura de 50 unidaes astronómiques.
Al igual que con otres estrelles superxigantes coloraes cómo les yá mentaes enantes, el destín últimu de VX Sagittarii ye posiblemente acabar españando cómo supernova.
VY Carinae
VY Carinae (VY Car / HD 93203 / HIP 52538) ye una estrella variable na constelación de Carina. 
VY Carinae ye una cefeida clásica; estes variables son estrelles pulsantes que les sos variaciones son desaxeradamente regulares.
Nel casu de VY Carinae, el so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +6,87 y +8,05 nun periodu de 18,990 díes. De tipu espectral variable ente F6 y G4, la so temperatura efectivo ye d'aprosimao 5140 K, magar otra fonte señala una temperatura cimero de 6127 ± 147 K.
El so radiu, según la fonte consultada, ta entendíu ente 82 y 109 vegaes el radiu solar y tien una masa 7,3 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,03.
Elementos como siliciu y calciu siguen esta mesma pauta ente que sodiu y magnesiu son daqué menos abondosos que nel Sol.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 4740 años lluz.
VZ Cancri
VZ Cancri (VZ Cnc / HD 73857) ye una estrella variable na constelación del Cámbaru.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, alcuéntrase a 510 años lluz del Sistema Solar.
VZ Cancri ye una xigante blanca de tipu espectral A9III.
Con una temperatura efectivo de 6902 K, la so lluminosidá ye 21 vegaes superior a la del Sol.
Tien un radiu 2,9 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada inferior a 40 km/s.
Tien una masa un 45% mayor que la masa solar.
La variabilidá de VZ Cancri afayóse por Whitney en 1950, siendo descrita nun primer momentu como una variable RR Lyrae o una cefeida de periodu ultra curtiu.
Conozse otru periodu de 3,43 hores.
Otros periodos detectaos —como'l de 17,19 hores— resulten de combinar les frecuencies correspondientes a los dos periodos principales.
VZ Librae
VZ Librae (VZ Lib / HIP 76050 / TYC 6184-156-1) ye una estrella múltiple na constelación de Llibra. Visualmente a 1,15º de Zubenelakrab (γ Librae), la so distancia respeutu al Sistema Solar ye de 557 años lluz.
La estrella principal de VZ Librae ye una estrella binaria de contactu binaria de contactu, onde los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise, compartiendo la so capa esterior de gas.
El so tipu espectral conxuntu ye F5, siendo'l periodu orbital de namái 0,3582 (8,60 hores).
La componente más masiva, de 1,06 mases solares, tien una temperatura efectivo de 5770 K.
Con una lluminosidá un 36% mayor que la lluminosidá solar, el so diámetru ye un 17% más grande qu'el del Sol.
La estrella de menor masa —con un 35% de la masa del Sol— tien una temperatura de 5980 ± 12 K y relluma col 43% de la lluminosidá de la so compañera.
El so radiu equival al 72% del radiu solar.
El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +10,13 y +10,63.
Dicha variabilidá foi detectada per vegada primera en 1933 por Cuno Hoffmeister.
Alredor d'esta binaria cercana orbita una estrella de tipu G7 de 0,9 mases solares.
VZ Sagittae
VZ Sagittae (VZ Sge / 13 Sagittae / HD 189577) ye una estrella de la constelación de Sagita, la flecha, asitiada 2º al sur de γ Sagittae. De magnitú aparente +5,31, alcuéntrase a una distancia averada de 840 años lluz del Sistema Solar.
VZ Sagittae ye una fría xigante colorada de tipu espectral M4IIIa con una temperatura superficial de 3330 K. De carauterístiques asemeyaes a la vecina δ Sagittae o a Gorgonea Tertia (ρ Persei), ta a más del doble de distancia qu'ésta última. La so lluminosidá ye 2725 vegaes mayor que la del Sol.
La midida del so diámetru angular per aciu interferometría —5,50 ± 0,60 milisegundos d'arcu— dexa evaluar de forma averada'l so diámetru, resultando ser ésti 152 vegaes más grande qu'el diámetru solar; si tuviera nel centru del nuesu Sistema Solar, la so superficie estiéndese hasta la órbita de Venus. Como otres estrelles de carauterístiques asemeyaes, ye una variable irregular; de tipu LB —variables irregulares lentes de tipu espectral tardíu, que'l so arquetipu ye CO Cygni—, la variación nel so rellumu ye de namái 0,3 magnitúes.
VZ Sagittae ye una estrella binaria que la so tenue acompañante tien magnitú 11,5.
Apenes varió la so posición relativa en 88 años, siendo la separación visual ente dambes estrelles de 28,5 segundos d'arcu.
W Aquilae
W Aquilae (W Aql / SAO 143184 / GC 2525) ye una estrella variable na constelación d'Aquila.
La so distancia al Sistema Solar envalórase ente 750 y 1100 años lluz.
De tipu espectral S3,9y-S6,9y, W Aquilae ye una estrella de tipu S, una xigante colorada similar a les de tipu M, pero en que'l so espectru los óxidos dominantes son los formaos por metales del quintu periodu de la tabla periódica.
Otra característica d'esta clase d'estrelles ye la perda de masa estelar, que nel casu de W Aquilae envalórase en ~ 4 × 10 vegaes la masa solar per añu.
La so temperatura efectivo ye d'aprosimao 1800 K y el so diámetru ye 870 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Coles mesmes, ye una estrella bien lluminosa, 6800 vegaes más qu'el Sol.
W Aquilae ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +7,3 y +14,3 a lo llargo d'un periodu de 490,43 díes.
Nes variables Mira —que'l so prototipu ye Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu. Dalgunes d'elles, ente les que s'atopa W Aquilae, amuesen emisión máser de SiO.
W Bootis
W Bootis (W Boo / 34 Bootis / HD 129712 / HR 5490) ye una estrella variable na constelación de Boötes, el pastor, de magnitú aparente +4,83. Alcuéntrase aprosimao a 890 años lluz del Sistema Solar. 
W Bootis ye una xigante colorada de tipu espectral M3III con una temperatura efectivo de 3760 K. La so lluminosidá, incluyendo la lluz infrabermeyo emitida, ye 2990 vegaes mayor que la del Sol. El so radiu ye 130 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 0,60 UA. Con una edá de 100 millones d'años, W Bootis nació como una estrella azul de tipu B4 —similar a como pueda ser güei λ Crucis— fai unos 100 millones d'años; como estrella xigante nun se sabe si ta aumentando'l so rellumu per vegada primera con un nucleu inerte de heliu o si tar faciendo per segunda vegada con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu. 
W Bootis ta clasificada como una estrella variable semirregular con una variación nel so rellumu ente magnitú +4,73 y +5,40, con un inciertu periodu de 30 o 450 díes. Estudios recién indiquen que la variación puede ser d'apenes unes centésimes de magnitú con un periodu principal de 35,2 díes.
W Delphini
W Delphini (W Del) ye una estrella variable na constelación del Delfín que s'alcuentra 3,5 minutos d'arcu al oeste de EU Delphini.
La so distancia al Sistema Solar —unos 2200 años lluz— ye incierta, una y bones l'erru na paralax determinada pol satélite Hipparcos ye comparable al valor de la mesma midida (1,48 ± 1,33 milisegundos d'arcu).
La estrella primaria, de tipu espectral A0y o B9.5Ve, tien una temperatura efectivo ente 9300 y 9550 K.
La so lluminosidá ye 38 vegaes superior a la lluminosidá solar y el so radiu ye 2,3 - 2,4 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una masa ente 2,3 y 2,7 mases solares.
La estrella secundaria ye una subxigante mariella de tipu G5IV con una temperatura efectivo de 4900 K.
Cinco veces más lluminosa que'l Sol —pero siete vegaes menos lluminosa qu'el so brillosu compañera—, tien un radiu de 4,1 - 4,6 radios solares.
El periodu orbital de W Delphini ye de 4,80604 díes.
Ye una binaria eclipsante tipu Algol, tando'l planu orbital inclináu 84,5º respectu al planu del cielu.
De magnitú aparente +9,69, el so rellumu aparra 2,64 magnitúes nel eclís principal —cuando la subxigante intercepta la lluz de la so compañera más lluminosa— y 0,10 magnitúes nel eclís secundariu.
W Orionis
W Orionis (W Ori) ye una estrella variable na constelación d'Orión.
La so magnitú aparente puede llegar a +5,88 cuando algama'l so máximu rellumu. Alcuéntrase a unos 410 pársecs (1340 años lluz) de distancia del Sistema Solar.
W Orionis ye una estrella de carbonu, una de les poques observables a simple vista, catalogada como de tipu espectral CV5 o C6II. A diferencia de la mayor parte de les estrelles, nes estrelles de carbonu esti elementu ye más abondosu qu'el oxíxenu y forma compuestos qu'absuerben la lluz azul, polo qu'estes estrelles son les más coloraes que pueden reparase.
W Orionis tien una temperatura efectivo de namái 2625 K.
Ye una estrella de gran tamañu, con un radiu entendíu ente 1 UA —valor llográu a partir de la midida del so diámetru angular— y 2 UA, sía que non siquier 215 vegaes más grande qu'el radiu solar. Ye una estrella variable pulsante, onde, amás de variar la lluminosidá, camuda'l tamañu y la temperatura de la estrella. Ye una variable semirregular con un periodu averáu de 212 díes, magar se reparó una variación nel rellumu mediu a lo llargo d'un periodu más llargu de 6,7 años.
Nos estadios finales del so evolución, W Orionis pierde masa a un ritmu de diez millonésimes de la masa solar cada añu, y dientro poco va esprendese de les sos capes esteriores pa convertise nuna nana blanca.
W Persei
W Persei (W Per / HD 237008 / HIP 13262) ye una estrella variable na constelación del Perséu de magnitú aparente media +9,11.
Alcontrar a pocu más de 1º de Miram (η Persei) en dirección a la vecina Cassiopeia.
Piénsase que ye miembru de la Asociación estelar Perseus OB1, lo que la asitiaría a una distancia averada de 2300 parsecs —7600 años lluz— del Sistema Solar.
W Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M4.5I con una temperatura efectivo de 3550 K.
Con un radiu 620 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye una superxigante de grandes dimensiones (similar a Antares o Betelgeuse), anque'l so tamañu queda llueñe del de VY Canis Majoris o VV Cephei, dos de les estrelles más grandes de la galaxa. El radiu de W Persei equival a 2,9 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —Marte inclusive— quedaríen englobaes dientro de la estrella.
Consecuentemente ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -7,1—, rellumando con una lluminosidá 58.000 vegaes superior a la del Sol.
Catalogada como una variable pulsante semirregular SRc, el rellumu de W Persei varia ente magnitú +8,7 y +11,3, detectándose dos posibles periodos de 500 ± 40 díes y de 2900 ± 300 díes.
W Sagittarii
W Sagittarii (γ Sagittarii / γ Sgr) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. Xuntu a Nash o Alnasl (γ Sagittarii) comparte la denominación de Bayer «Gamma», magar nun esiste rellación física ente los dos estrelles.
W Sagittarii ye una superxigante mariella y variable cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +4,3 y +5,1 nun periodu de 7,59 díes. La so variación de rellumu va acompañada d'un cambéu nel so tipu espectral, dende G1 a F4. La so temperatura medio ye de 5600 K y tien una masa d'unes 7 mases solares. Anque la midida directa de la paralax asitia a W Sagittarii a una incierta distancia de 2100 años lluz respectu al Sistema Solar, la distancia calculada en base a la so variabilidá ye significativamente menor, en redol a 1500 años lluz. Tomando como referencia esti últimu valor, la lluminosidá de W Sagittarii sería unes 2500 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so diámetru unes 50 vegaes más grande que la solar.
W Sagittarii amuesa una bayura relativa de fierro comparable a la solar ([Fe/H] = +0,02).
Los niveles de dellos elementos como itriu, cinc y lantanu son más elevaos que na nuesa estrella, los dos últimos un 70% más abondosos que nel Sol.
W sagittarii paez ser una estrella múltiple; l'acompañante más próxima, detectada por espectroscopia, tien un periodu orbital de 1582 díes (4,33 años).
Ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A0V que se mueve nuna órbita considerablemente escéntrica (y = 0,41).
Amás puede haber dos compañeres más alloñaes de magnitú 13, W Sagittarii B y W Sagittarii C, separaes 33 y 48 segundos d'arcu respectivamente.
W Ursae Majoris
W Ursae Majoris (W UMa / HD 83950 / HIP 47727 / SAO 27364) ye una estrella variable de la constelación del sietestrellu, que s'atopa a 162 años lluz del Sistema Solar.
W Ursae Majoris ye una binaria de contactu binaria eclipsante de contactu que les sos componentes comparten una capa esterior común y ye el prototipu d'esti tipu de variables, conocíes como variables W Ursae Majoris. Al compartir les capes esteriores les dos estrelles tienen el mesmu tipu espectral, F8Vp, correspondiente a nanes marielles de la secuencia principal similares al Sol. La estrella primaria tien una masa de 0,99 mases solares, un radiu de 1,14 radios solares y una lluminosidá de 1,45 soles. La estrella secundaria tien una masa de 0,62 mases solares, un radiu de 0,83 radios solares y una lluminosidá igual al Sol.
Dambes componentes tienen forma de «gota», cola punta de caúna señalando a la otra estrella. A diferencia de les binaries eclipsantes normales, ye imposible precisar cuando empieza o acaba'l eclís d'una estrella pola otra. Mientres l'eclís de W Ursae Majoris, la magnitú aparente varia ente +7,75 y +8,48 mientres un periodu de 8 hores.
W Virginis
W Virginis (W Vir / HD 116802 / HIP 65531) ye'l nome d'una estrella variable na constelación de Virgu que s'atopa a más de 11.000 años lluz del Sistema Solar. Afayóse pol astrónomu Eduard Schönfeld en 1866.
W Virginis ye una estrella xigante mariella pulsante y l'arquetipu d'un tipu d'estrelles llamaes cefeides de Población II o variables W Virginis. Les capes esteriores de l'atmósfera de W Virginis espándense y contraen nun periodu de 17,2736 díes, periodu que se foi allargando a lo llargo de los postreros 100 años d'observación. La pulsación provoca una variación de 1,2 magnitúes nel so rellumu yá que aumenta'l so tamañu al doble mientres el ciclu.
Al igual qu'otres cefeides, les variables W Virginis tamién amuesen una rellación directa ente'l so periodu de variación y la so lluminosidá, pero la rellación ye distinta a les cefeides clásiques, tales como δ Cephei o Mekbuda (ζ Geminorum). W Virginis, máximu esponente del tipu de variables que lleva'l so nome, ye una estrella más pequeña que les cefeides clásiques —piénsase que la so masa pue ser menor que la del Sol— y, como estrella de Población II, una de les más vieyes de la Vía Lláctea.
Wasat
Wasat (δ Geminorum / δ Gem / 55 Geminorum) ye una estrella de la constelación de Xéminis de magnitú aparente +3,50.
Alcuéntrase a una distancia de 59 años lluz del Sistema Solar.
El nome de Wasat provién del árabe "Al Wasat" y significa «en mediu».
Wasat ye un sistema estelar onde les componentes A y B pueden ser resueltes con un pequeñu telescopiu. La estrella principal, Wasat A (Gliese 271 A), ye una subxigante blanca de tipu espectral F0IV con una temperatura superficial daqué mayor que la del Sol —ente 6900 y 7000 K— y 10 vegaes más lluminosa qu'ésti.
El so metalicidá, inferior a la solar, correspuende aprosimao a un 55% de la mesma.
Wasat A paez ser, de la mesma, una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes namái 0,20 segundos d'arcu, lo qu'equival a una distancia ente elles de 3,60 UA.
Pela so parte, Wasat B (Gliese 271 B), ye una nana naranxa de tipu K6V y 4500 K de temperatura, siendo'l so diámetru 3/4 partes del que tien el Sol.
Orbita cada 1200 años alredor de Wasat A a una distancia de más de 100 UA.
Wasat alcuéntrase 0,2º al sur de la eclíptica; una llinia qu'una Wasat con Régulu (α Leonis) define'l camín del Sol al traviés del cielu. Wasat dacuando ye despintáu pola Lluna y menos frecuentemente por dalgún planeta. Saturnu foi l'últimu planeta en despintala'l 30 de xunu de 1857 y Venus va facer el 12 d'agostu de 2420. En 1930, Clyde Tombaugh afayó'l planeta nanu Plutón cerca d'esta estrella.
WASP-12
WASP-12 (2MASS J06303279+2940202) ye una estrella na constelación d'Auriga, visualmente asitiada a 55 minutos d'arcu de la variable RT Aurigae. La so magnitú aparente en banda B ye +12,1.
En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, denomináu WASP-12b, orbitando en redol a esta estrella.
WASP respuende a les sigles ingleses de Wide Angle Search for Planets, un proyectu pa la busca automatizada de planetes estrasolares per aciu la observación de tránsitos astronómicos.
WASP-12 ye una estrella mariella de tipu espectral F-tardíu —anque na base de datos SIMBAD figura como de tipu G0— con una temperatura efectivo de 6300 ± 200 K.
De mayor tamañu qu'el Sol —el so diámetru ye un 57% más grande—, rota con una velocidá inferior a 2,2 km/s.
Tien una metalicidá aprosimao'l doble de la del Sol
y una lluminosidá 3,5 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa de 1,35 mases solares, puede tener una edá averada de 2000 millones d'años.
WASP-12 alcuéntrase a 871 años lluz del Sistema Solar.
El planeta n'órbita alredor de WASP-12, denomináu WASP-12b, ta dixebráu namái 0,023 UA de la estrella. Con una masa mínimo equivalente a 1,41 vegaes la masa de Xúpiter, ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente». Completa una vuelta en redol a la estrella en pocu más d'un día.
El so curtiu periodu, xuníu a que WASP-12 ye una estrella caliente, faen que la so temperatura d'equilibriu algame los 2516 K.
Esto conviérte-y, nel momentu del so descubrimientu, nel planeta conocíu que recibe una mayor cantidá de radiación electromagnético.
WASP-17
WASP-17 ye una estrella asitiada sobre la constelación d'Escorpión aprosimao a una distancia de 1000 años lluz. Apocayá confirmóse un planeta estrasolar que orbita alredor esta estrella. El planeta conocíu como WASP-17b tien una órbita anómala. Ye l'únicu planeta estrasolar que orbita na dirección opuesta a la rotación de la so estrella.
WASP-17b
Planeta de baxa densidá afayáu pol proyectu SuperWASP, esti planeta tien una órbita en dirección opuesta a la rotación de la so estrella, tien 1,6 vegaes la masa de Saturnu y un radiu que va aprosimao de 1,5 a 2 vegaes el de Xúpiter.
1. http://arxiv1.library.cornell.edu/PS_cache/arxiv/pdf/0908/0908.1553v1.pdf
WASP-2
WASP-2 (GSC 00522-01199) ye una estrella na constelación del Delfín visualmente a 7 minutos d'arcu de la variable MS Delphini. De magnitú aparente +11,98, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista. En 2006 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar, denomináu WASP-2b, orbitando en redol a esta estrella.
WASP-2 ye una nana naranxa de tipu espectral K1V, una estrella que llogra la so enerxía pola fusión de hidróxenu al igual qu'el Sol, pero de menor temperatura y lluminosidá. La so temperatura efectivo, 5200 ± 200 K, ye aprosimao 600 K inferior a la solar. El so diámetru correspuende a un 83% del que tien el Sol y tien una masa equivalente al 84% de la masa solar. Les sos carauterístiques físiques son asemeyaes a les d'Alfa Centauri B, 70 Ophiuchi A o 36 Ophiuchi A, magar se topa muncho más alloñada; como amuesa, la so distancia respeutu al Sistema Solar ye 24 vegaes vegaes mayor que la del sistema 36 Ophiuchi, yá que WASP-2 alcuéntrase a 469 años lluz.
El planeta alredor de WASP-2, denomináu WASP-2b, orbita a namái 0,03 UA de la estrella. Con una masa mínimo equivalente a un 88% de la masa de Xúpiter, ye un planeta del tipu «Xúpiter caliente». Completa una vuelta en redol a la estrella cada 2,1522 díes.
WASP-6
WASP-6 ye una estrella que ta a unos 1.000 años lluz (306,74 pc) del Sistema solar na constelación d'Acuariu.
La so magnitú aparente ye de 12,4, nun siendo visible a güeyu. El so tipu espectral ye G8 y tien una temperatura na so fotosfera de 5.800 K. Tien un planeta estrasolar, WASP-6b.
Artículu principal: WASP-6b
El so planeta llámase WASP-6b, y atopar col proyectu SuperWasp.
Esti planeta afayar en 2008.
La so temperatura ye de 2.200 kelvins (K).
WASP-7
WASP-7, tamién identificada como HD 197286, ye una estrella tipu F asitiada a unos 456 años lluz de distancia, na constelación de Microscopium. Esta estrella ye un pocu más grande y un 28% más masiva qu'el Sol y ye tamién más brillosu y caliente. Con magnitú 9 la estrella nun pue vese a simple vista pero ye visible al traviés d'un pequeñu telescopiu.
Hasta la fecha solo afayóse un únicu planeta orbitando alredor de WASP-7, denomináu WASP-7b. Paecer ser un planeta del tipu "Xúpiter caliente" que orbita mui cerca d'una estrella caliente y pollo lo suficientemente caliente como pa rellumar.
Wazn
Wazn o Wezn (β Columbae / β Col / HD 39425) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Columba, dempués de Phact (α Columbae), con magnitú aparente +3,12. El so nome tien el mesmu orixe qu'el de Wezen (δ Canis Majoris) y provién árabe وزن "wazn", que'l so significáu ye «pesu». La distinta grafía d'unu y otru nome sirve pa estremar los dos estrelles.
A 86 años lluz del Sistema Solar, Wazn ye una estrella xigante naranxa de tipu espectral K2III con una temperatura superficial de 4535 K. Dientro de les xigantes naranxes ye una de les menos lluminoses, con una lluminosidá de «namá» 53 soles y un radiu 12 vegaes más grande qu'el radiu solar. Les sos carauterístiques físiques son similares a Pólux (β Geminorum), anque s'atopa casi al triple de distancia qu'ésta. 
Wazn tien dos carauterístiques que la estremen d'otres estrelles análogues. De primeres, muévese a 103 km/s en rellación al Sol, unes 6 o 7 vegaes más apriesa qu'otres estrelles de la nuesa redolada, lo qu'indica que ye una visitante d'otra parte de la galaxa. De segundes, a diferencia d'otres estrelles procedentes de fora del finu discu galácticu que tienen una baxa metalicidá, la rellación ente'l conteníu de metales y el de hidróxenu en Wazn ye un 30% mayor que nel Sol.
WD 0053-090
WD 0053-090 ye una nana blanca asitiada na constelación de Cetus, alcontrada a 22 minutos d'arcu de 21 Ceti. Distante unos 1570 años lluz del Sistema Solar, la so magnitú aparente utilizando'l sistema fotométricu con filtru g (verde) ye +15,83.
WD 0053-090 ye una nana blanca de tipu espectral DA.
Ye un oxetu bien caliente con una temperatura efectivo de más de 80.000 K —tres veces más que la de Siriu B, la nana blanca más cercana a nós— consecuencia del so curtiu tiempu d'enfriamientu, envaloráu en 1,17 millones d'años.
Por ello, WD 0053-090 tien una insólita lluminosidá bolométrica, 26 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con una masa averada de 0,55 mases solares, el diámetru de WD 0053-090 ye namái un 2,47% del diámetru solar.
Magar lo pequeñu que pueda paecer el so tamañu, tien el doble de tamañu que la Estrella de Van Maanen, estrella blanca solitaria a 14 años lluz de la Tierra.
WD 0053-090 ye una de les nanes blanques más lluminoses y de mayor tamañu dientro del Sloan Dixital Sky Survey (release 4), sondéu que recueye más de 9300 oxetos identificaos como nanes blanques.
WD 0137-349
WD 0137-349 (BPS CS 29504-0036) ye un sistema estelar compuestu por una nana blanca y una nana marrón. Ta asitiáu a 333 años lluz de distancia na constelación de Sculptor.
La componente principal del sistema, WD 0137-349 A, ye una nana blanca de magnitú aparente +15,33 y tipu espectral DA. La so masa ye aprosimao'l 39% de la masa solar y la so temperatura envalórase en 16.500 K. La componente secundaria, WD 0137-349 B, ye una nana marrón de tipu L8 con una masa de 0,053 mases solares, claramente per debaxo de la llende establecida de 0,075 mases solares qu'estrema a les estrelles de les nanes marrones. Dixebraes namái 0,003 UA —pocu más de la distancia esistente ente la Tierra y la Lluna—, el periodu orbital de la nana marrón ye d'apenes 2 hores.
WD 0137-349 ye'l primera sistema binariu cercanu onde se confirmó qu'una de les componentes ye una compañera subestelar. La nana marrón tien de sobrevivir una fase evolutiva anterior con una cubierta común (fase CE, del inglés "common envelope"), mientres la cual foi encloyada pola xigante colorada güei convertida en nana blanca. El resfregón de la nana marrón facer cayer n'espiral escontra l'interior de la xigante colorada dende una órbita orixinalmente muncho más amplia. Parte de la enerxía orbital foi lliberada y depositada na cubierta común, a lo postrero espulsada del sistema, dando como resultáu un sistema binariu cercanu. 
Alternativamente, WD 0137-349 B pudo orixinalmente ser un planeta qu'amontó sustancialmente la so masa mientres la fase de CE. Sicasí, la temperatura medio envalorada de la nana marrón, 1390 K, refuga esta última hipótesis en favor de l'anterior.
Acordies con la teoría de la relatividá xeneral la separación ente les dos estrelles va tender a dir menguando pasu ente pasu. N'aprosimao 1.400 millones d'años el periodu orbital menguaría en daqué más d'una hora. Los dos oxetos van topase tan cerca l'unu del otru que la nana blanca va empezar a absorber la masa del so acompañante, dando llugar a una nova recurrente.
WD 0751-252
WD 0751-252 (SCR J0753-2524) ye una nana blanca asitiada na constelación de Puppis, la popa del Argo Navis. Afayóse en 2005 mientres la busca d'estrelles con movimientu propiu alto del estudiu "superCOSMOS-RECONS" (SCR). Piénsase que forma un sistema binariu ampliu cola estrella LTT 2976 (HIP 38594 / NLTT 18618 / Ross 429), asitiada a 6,6 minutos d'arcu, con compartir movimientu propiu. Esta postrera ta asitiada visualmente a 1,2º de la brillosa Azmidiske (ξ Puppis).
La distancia envalorada de WD 0751-252 respectu al Sistema Solar (58,0 años lluz) ye consistente cola distancia calculada pa LTT 2976 a partir de la paralax reparada pol satélite Hipparcos (63,8 años lluz). La separación real ente dambos oxetos ye d'aprosimao 8000 UA.
WD 0751-252 ye una nana blanca de tipu espectral DC con una temperatura efectivo de 5169 ± 107 K. La so magnitú absoluta ye de +16,27.
LTT 2976 ye una nana colorada de tipu K5 - M y magnitú aparente +9,75. Tien una lluminosidá equivalente al 16% de la lluminosidá solar.
WD 0800-533
WD 0800-533 (BPM 18764 / L 242-83) ye una nana blanca de magnitú aparente +15,76. Asitiada na constelación de Carina, alcontrar a 55 minutos d'arcu de χ Carinae.
Tien una masa equivalente al 55% de la masa solar, polo que la so proxenitora debió de ser una estrella menos masiva qu'el Sol. La so temperatura envalórase en 20.010 ± 500 K. 
Alcuéntrase a 360 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Suxurióse que WD 0800-533 pue ser un sistema binariu.
Un escesu na radiación infrarroxo emitida pue ser debida a la presencia d'una compañera estelar fría. Comparando'l espectru combináu d'una nana blanca y una nana colorada envaloróse que l'acompañante puede ser de tipu M3-4V.
Coles mesmes, suxurióse que'l sistema puede constituyir una binaria cataclísmica, pudiendo ser una antigua nova. A partir de les observaciones realizaes dientro del proyectu 2MASS, piénsase que la posible compañera ye una nana de tipu K3-5 o M2-3.
WD 0821-669
WD 0821-669 (SCR J0821-6703) ye una nana blanca de magnitú aparente +15,34.
Ta encuadrada na constelación de Volans, el pexe volador, y alcuéntrase 1º al sur de β Volantis.
Alcuéntrase a 34,8 años lluz de distancia del Sistema Solar.
WD 0821-669 tien tipu espectral DA9.8, siendo'l hidróxenu predominante na so atmósfera.
Les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, polo que col pasu del tiempu la so temperatura superficial va baxando.
WD 0821-669 tien una temperatura efectivo relativamente baxa de 5150 ± 100 K, consecuencia del so llargu tiempu d'enfriamientu, 6220 ± 160 millones d'años.
Felicidá cifra ye cimera a la edá del Sol (4600 millones d'años) y ye que WD 0821-669 ye una de les nanes blanques más antigües de la nuesa redolada.
La lluminosidá de WD 0821-669 ye baxa inclusive pa una nana blanca y equival al 0,009% de la lluminosidá solar.
La so lluminosidá ye 1/300 inferior a la de Siriu B —la compañera estelar de Siriu (α Canis Majoris)—, y la metá de la Estrella de Van Maanen, la nana blanca solitaria más próxima al Sol.
WD 0821-669 tien una masa de 0,65 ± 0,01 mases solares —comparable a la de Gliese 293 y GJ 3483, dos nanes blanques tamién na constelación de Volans—, siendo ésti un valor habitual pa esti tipu d'oxetos.
WD 0942+021
WD 0942+021 ye una nana blanca asitiada na constelación de Sextans, el sestante. Alcuéntrase a 78 años lluz del Sistema Solar y la so magnitú aparente —utilizando'l sistema fotométricu con filtru g (verde)— ye +17,44.
WD 0942+021 ye una nana blanca de tipu espectral DA.
La so temperatura efectivo ye de 7678 K —unos 1000 K cimeru a la de la Estrella de Van Maanen— y el so tiempu d'enfriamientu envalórase en 3330 millones d'años.
Col intre del tiempu, la so temperatura superficial va baxando, moviéndose'l espectru d'emisión escontra'l colloráu, procesu que trai un amenorgamientu na lluminosidá.
Nel casu de WD 0942+021, la so lluminosidá bolométrica apenes supera una diezmilésima parte de la lluminosidá solar.
Con una masa averada de 1,19 mases solares, WD 0942+021 ye una nana blanca masiva, siendo la so masa un 19% mayor que la de Siriu B —que la so masa ye igual a la del Sol— y un 43% mayor que la de la Estrella de Van Maanen.
Toa esta masa tópase estruyida nun diámetru equivalente al 0,58% del diámetru solar o, lo que ye lo mesmo, el 63% del diámetru terrestre.
WD 1202-232
WD 1202-232 (LP 852-7) ye una nana blanca de magnitú aparente +12,79 asitiada na constelación del Cuervu. Midíes precises de la so paralax asítienla a una distancia de 35,4 años lluz del Sistema Solar.
WD 1202-232 ye una nana blanca con una temperatura efectivo de 8590 ± 170 K, unos 600 K mayor que la de Gliese 440, una de les nanes blanques solitaries más cercanes.
A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante y, col tiempu, la so temperatura superficial va baxando. 
La edá de WD 1202-232, como nana blanca, envalórase nunos 780 millones d'años.
WD 1202-232 relluma con una lluminosidá equivalente al 0,09% de la lluminosidá solar.
A pesar de lo baxu que puede paecer esti valor, WD 1202-232 ye cinco veces más lluminosa que la Estrella de Van Maanen.
Tien una masa envalorada ente'l 52% y el 66% de la masa solar.
De tipu espectral DAZ5.7, la so atmósfera ye rica en hidróxenu y metales.
WD 1310-472
WD 1310-472 ye una nana blanca encuadrada na constelación de Centauru.
Desaxeradamente tenue, la so magnitú aparente ye +17,08, y afayóse en 1986 por un grupu de la Universidá de Chile encabezáu por María Teresa Ruiz.
Anque primeramente pensóse que taba a menos de 15 años lluz del Sistema Solar, güei sábese que s'atopa a 49 años lluz.
WD 1310-472 tien tipu espectral DC11 y la so atmósfera ta compuesta de hidróxenu puru, magar la so naturaleza DC, yá que na mayor parte d'estes nanes blanques el heliu ye l'elementu predominante.
La temperatura efectivo d'esti remanente estelar ye de namái 4158 ± 72 K, 4220 K según otru estudiu.
Como les nanes blanques nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante, col tiempu la so temperatura superficial va baxando; WD 1310-472 tien una edá envalorada —como remanente estelar— de 9310 millones d'años.
Ello ye que ente toles nanes blanques a menos de 20 pársecs del Sistema Solar, ye la que tien una menor temperatura y una mayor antigüedá.
Coles mesmes, la lluminosidá d'estos oxetos escai col tiempu, siendo la lluminosidá de WD 1310-472 igual al 0,0038% de la lluminosidá solar.
La Estrella de Van Maanen —la nana blanca solitaria más próxima al Sol— ye cinco veces más lluminosa qu'ella, ente que al comparala con Siriu B, esta postrera ye casi 800 vegaes más lluminosa.
WD 1310-472 tien una masa de 0,63 mases solares, llixeramente inferior a la de la citada Estrella de Van Maanen.
Wei (estrella)
Wei (ε Scorpii / ε Sco / 26 Scorpii / HD 151680) ye la cuarta estrella más brillosa de la constelación del Escorpión, siendo'l so magnitú aparente +2,29. Ye superada en rellumu por Antares (α Scorpii), Shaula (λ Scorpii) y Sargas (θ Scorpii). El nome de "Wěi", «la cola», originariamente yera'l nome d'una constelación china qu'incluyía a μ, μ, ζ, ζ, η, θ, ι, κ, υ y λ Scorpii.
Distante 65 años años lluz del Sistema Solar, Wei tópase más cerca que munches otres estrelles de la constelación acomuñaes ente sigo. Ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III y 4400 K de temperatura efectivo, que la so lluminosidá (incluyida la radiación emitida nel infrarroxu) ye 72 vegaes mayor que la del Sol. Con un radiu ente 13 y 15 vegaes mayor qu'el radiu solar, el so tamañu ye discretu comparáu al d'otres estrelles xigantes como Aldebarán (α Tauri), que'l so radio ye 3 vegaes más grande.
Con una incierta masa ente 1 y 1,5 mases solares, la edá de Wei puede ser comparable a la del Sol. Anque nun se conoz con certidume'l so estáu evolutivu, la opción más probable ye que tea aumentando en rellumu con un nucleu inerte de heliu; sicasí, una pequeña variación reparada nel so rellumu (en redol al 10% del mesmu), suxure que la medría en lluminosidá puede debese a la esistencia d'un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu.
Tien una metalicidá en redol al 70% de la solar y la so velocidá de rotación proyeutada (1,7 km/s) da como resultáu un periodu de rotación d'hasta 1,3 años.
La velocidá a la que Wei muévese respectu al Sol, 63 km/s, ye trés o cuatro veces mayor que la de les estrelles cercanes del discu galácticu, lo qu'indica que Wei ye una visitante proveniente del discu más antiguu y gruesu que constitúi la transición col halo galácticu.
Westerlund 1-26
Westerlund 1-26 (tamién conocida como "Westerlund 1 BKS A" o "Westerlund 1 BKS AS", dacuando embrivida como W26 y W1-26; abreviatura estándar Wd 1-26) ye una estrella hiperxigante colorada que s'atopa dientro del cúmulu estelar Westerlund 1. Ye una de les estrelles más grandes conocíes, una hiperxigante colorada. Tien aprosimao unos 1530 radios solares (inclusive se cree que podría tener un cálculu mayor, bien cimeru a UY Scuti, llegando a tener 2544 radios solares, d'alcuerdu a peracabar estimaciones). Afayóse pol astrónomu Bengt Westerlund en 1961.
Dende'l so descubrimientu, Westerlund 1-26 foi conocida como una poderosa fonte d'ondes de radio. Les sos propiedaes físiques nun se conocen bien, por cuenta de la distancia interestelar ente la Tierra y el cúmulu. La so fuerte emisión de radiu conduz a distintes estimaciones del so tamañu. Pero estimaciones precises dan un radiu dientro ente los 1500 radios solares. Sicasí, cuando se tomó esti tipu d'escala, los primeros cálculos tomáron-y un radiu averáu de 2500 radios solares.
"Westerlund 1-26" clasifícase como hiperxigante lluminosa, ocupando la esquina cimera derecha del diagrama Hertzsprung-Russell. Con una temperatura na so superficie aprosimao d'unos 3000 K, ye una hiperxigante relativamente nueva, emitiendo principalmente enerxía infrarroxa del espectru. Tamién amuesa una enorme perda de masa de material considerable, lo que suxure que puede evolucionar nuna estrella Wolf-Rayet.
"Westerlund 1-26" viose como una estrella que camuda'l so tipu d'espectru mientres dellos periodos, pero nun se vio camudar la so lluminosidá, a diferencia d'otres estrelles. Una posibilidá ye que la desapaición del polvu namái pasa por un llargor d'onda en particular nel espectru, lo que dexa que namá'l color que ye visible sía visible por periodos ente que dichu rellumu sume cuando queda esta queda bloquiáu. Pero si nun camuda la so lluminosidá, va ser la primera estrella variable afayada del so tipu.
N'ochobre de 2013, los astrónomos usando'l "Observatoriu Telescópicu Xigante Européu Austral (VST)" afayaron que Westerlund 1-26 ta arrodiáu per una nube brillosa ionizada d'hidróxenu. Esta ye la primera ""nebulosa ionizada"" que s'afayó alredor d'una estrella xigante colorada. La nebulosa estiéndese 1,3 parsecs alredor de la estrella y contién un material considerable, con una temperatura de 800°K.<ref name=wright/ Por estraña que paeza, la nebulosa ye bien similar a la de Sanduleak -69° 202a primero qu'esplotara como la SN 1987A.
Clark, J. S.; Ritchie, B. W.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Damineli, A.; Jablonski, F. J.; Langer, N. (2011). "A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1". Astronomy & Astrophysics 531:
Wezen
Wezen o Wesen (Delta Canis Majoris / δ CMa / 25 Canis Majoris) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación del Can Mayor, con magnitú aparente +1,83, por detrás de Siriu (α Canis Majoris) y Adhara (ε Canis Majoris).
El so nome, del árabe وزن "wazn", significa «pesu». El nome ye bien atináu yá que se trata d'una estrella superxigante y una de les más masives que pueden vese a simple vista. Alcuéntrase a una incierta distancia de 1800 años lluz de la Tierra.
De color blancu-mariellu y tipu espectral F8Ib, Wezen tien una temperatura superficial de 6200 K. El so radiu ye 200 vegaes más grande qu'el radiu solar, polo que si tuviera asitiada nel llugar del Sol, la superficie de la estrella prácticamente algamaría la órbita terrestre. Tien una lluminosidá 50.000 vegaes mayor que la del Sol.
A partir de la midida de la so velocidá de rotación, 28 km/s, sábese que Wezen emplega casi un añu en completar una vuelta alredor de la so exa.
Con una edá averada de 10 millones d'años, Wezen ye muncho más nuevu que'l Sol, pero a diferencia d'ésti, nel so nucleu yá remató la fusión del hidróxenu. Dichu nucleu ta nel procesu de contraer, calecer y aumentar de tamañu; en menos de 100.000 años va dar empiezu la fusión del heliu nel so nucleu, cuando la estrella va entrar na fase de superxigante colorada.
La fusión nuclear interna, la evolución estable, y l'amiestu de gases nel interior camudaron la composición química de la superficie de Wezen, siendo la bayura de nitróxenu el doble de la normal, y la de sodiu ye 6 vegaes mayor.
Siendo la so masa 17 vegaes mayor que la del Sol, Wezen va rematar la so vida esplotando como una brillosa supernova; el so nucleu va dar llugar a una estrella de neutrones del tamañu d'una ciudá pequeña.
Les capes esternes de la estrella van ser espulsaes al espaciu interestelar, arriqueciéndolo con gran cantidá d'elementos procesaos, incluyendo una cantidá enorme de fierro de recién formación.
WOH G64
WOH G64 (2MASS J04551048-6820298 / MSX LMC 1182) ye una estrella de gran tamañu y lluminosidá asitiada na Gran Nube de Magallanes.
El so velocidá radial de 294 km/s ye la mesma que la del gas en rotación nel discu de la vecina galaxa, lo que confirma la so pertenencia a ella y refuga que se trate d'una inusual xigante del halo.
WOH G64 ye una hiperxigante colorada de tipu espectral M7.5.
Primeramente, la so enorme lluminosidá —envalorada en 500.000 soles— y la so masa de 40 mases solares paecíen incompatibles cola so baxa temperatura de 3200 K, suxurida por midíes espectroscópicas.
Posteriores estudios demostraron que'l polvu y el gas en redol a la estrella formen un trupu aníu toroidal alredor d'ésta y non una envoltura esférica; ello dexa amenorgar la estimación de la so lluminosidá nun factor 2, polo qu'anguaño la so lluminosidá cifrar en 282.000 soles.
Coles mesmes, la so masa inicial envalórase agora en 25 mases solares, valor más acorde colos modelos de evolución estelar, y la so temperatura efectivo en 3400 ± 25 K.
Habiendo perdíu ente'l 10 y el 40 % de la so masa, emponer escontra'l so destín como supernova. Piénsase qu'ello puede asoceder d'equí a 10.000 años.
Recién estudios indiquen qu'el diámetru de WOH G64 ye 1540 vegaes más grande qu'el del Sol, siendo la estrella más grande de la so galaxa.
Les dimensiones de WOH G64 son tales que, asitiada nel centru del Sistema Solar, la so superficie algamaría la órbita de Xúpiter. La llende interior del aníu que lu arrodia asitiar a 120 UA, ente que'l diámetru esternu del aníu, 60.000 UA, equival a casi un añu lluz.
WOH G64 ye una conocida fonte de máser d'OH, SiO y HO, con dos componentes de máser distintos, lo que suxure una importante perda de masa estelar según dos distintes envoltures de polvu n'espansión.
Coles mesmes, amuesa un inusual espectru d'emisión nebular; el gas caliente ye ricu en nitróxenu y tien una velocidá radial considerablemente más positiva que la de la estrella.
Wolf 1055
Wolf 1055 (Gliese 752 / GJ 752) ye una estrella binaria asitiada a namái 19,2 años lluz del Sistema Solar na constelación del Águila. Alcuéntrase al oeste de Altair (α Aquilae) y Alshain (β Aquilae), norte de δ Aquilae y sureste de ζ Aquilae. Con magnitú aparente +9,11, ye demasiáu tenue pa ser reparada a simple vista.
Anque en 2009 anuncióse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor de la componente secundaria del sistema, midíes más precises paecen refugar la presencia de dichu oxeto.
Los dos componentes de Wolf 1055 son nanes coloraes, dambes estrelles acandilantes, pero de desigual lluminosidá. Wolf 1055 A (HIP 94761 / Ross 652 / LHS 473), conocida tamién pol so denominación de variable V1428 Aql, tien tipu espectral M3.5Vne y una temperatura de 3430 K.
La so masa equival al 48% de la masa solar. El so radiu ye daqué mayor de la metá del radiu solar pero'l so lluminosidá apenes supón el 0,2% de la del Sol. El movimientu propiu d'esta estrella foi afayáu pol astrónomu Max Wolf en 1919, a quien debe'l so nome.
Wolf 1055 B (V1298 Aql / LHS 474) ye muncho más tenue que la so compañera, con una masa de 0,09 mases solares y un radiu equivalente al 10% del radiu solar. De bien baxa lluminosidá, cuando afayóse por George Van Biesbroeck en 1940 pensóse que yera una nana marrón y pollo sigue siendo conocida como Estrella de Van Biesbroeck (VB 10). La so temperatura efectivo ye d'apenes 2700 K, siendo'l so tipu espectral M8Ve.
En 1994 reparar na so superficie una brillosu fogaral nel ultravioleta alloñáu que produció un calentamientu de la so atmósfera esterior hasta los 150.000 K.
La separación ente los dos componentes d'esti sistema yera de 434 UA nel añu 1942.
Les estrelles más cercanes a Wolf 1055 son Altair, a 3,1 años lluz, y 70 Ophiuchi, a 6,1 años lluz.
En 2009 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta xovianu —denomináu VB 10b— n'órbita alredor de la Estrella de Van Biesbroeck (Wolf 1055 B).
De diámetru asemeyáu al de la estrella, la so masa equivaldría a 6 vegaes la masa de Xúpiter.
La so separación al respective de la estrella sería similar a la esistente ente Mercuriu y el Sol, siendo'l so periodu orbital de 0,744 años.
Sicasí, midíes posteriores llevaes a cabu col Very Large Telescope a lo llargo de más de mediu añu nun detectaron variaciones significatives na velocidá radial de la estrella, lo que refuga la presencia del planeta propuestu.
Wolf 359
Wolf 359 (GJ 406) ye'l nome pol que se conoz a la cuarta estrella más cercana al nuesu Sol dempués del sistema estelar Alfa Centauri, la estrella de Barnard y el sistema Luhman 16. Ta asitiada a tan solo 7,8 años lluz (2,4 pársecs) na constelación de Lleo cerca de la eclíptica, al sur de Chertan (θ Leonis). De magnitú aparente +13,54, resulta totalmente invisible al güeyu humanu ensin ayuda óptica. Afayóse fotográficamente en 1918 pol astrónomu alemán Max Wolf. Foi la primer estrella distinta del Sol na cual reparóse l'espectru del so corona dende un telescopiu terrestre.
Wolf 359 ye una nana colorada de tipu M5.5V o M6.0V con una temperatura superficial de 2800 ± 100 K.
La so masa asitiar ente 0,07 y 0,1 mases solares y la so lluminosidá ye del orde de 2/100.000 de la del nuesu Sol.
Al tener un diámetru equivalente al 13% del diámetru solar, si tuviera asitiada nel centru del Sistema Solar precisaríase un telescopiu pa ver la so forma redonda dende la Tierra.
La so velocidá de rotación proyeutada ye igual o inferior a 3 km/s, completando una vuelta sobre sigo mesma en menos de 1,9 díes.
Modelos de evolución estelar suxuren que ye una estrella relativamente nueva con una edá nel rangu de 100 - 350 millones d'años; sicasí, utilizando criterios cinématicos, Wolf 359 foi tamién clasificada como una estrella de discu vieya o d'edá media.
Wolf 359 ye una estrella acandilante que dacuando aumenta'l so rellumu de forma drástica, polo que recibe la denominación, tocantes a estrella variable, de CN Leonis.
Sicasí, los fogarales nesta estrella nun son tan frecuentes nin tan violentes como en Proxima Centauri, UV Ceti o Kruger 60 B.
El valor mediu del so campu magnéticu (Bf) ye 2,2 kG, alvirtiéndose que varia de forma notable en nueches socesives y que probablemente tamién lo fai n'escales de tiempu menores.
Mientres una gran erupción reparada en 2006, la emisión de rayos X entepasó'l valor normal nun factor ≈100, ente que la temperatura y densidá aumentaron en más d'un orde de magnitú en comparanza a la corona quiescente. 
El afigura del fogaral, que se piensa que consiste sobremanera de material evaporado de la cromosfera o fotosfera, tenía un conteníu de fierro dos veces mayor que l'habitual.
Observaciones llevaes cabu col Telescopiu Espacial Hubble nun atoparon compañeres estelares nin nanes marrones en redol a Wolf 359. Sicasí, esto nun refuga la esistencia d'oxetos menores que tean debaxo del llende de detección del telescopiu, como pudiera ser un planeta nuna órbita cercana. Les estrelles que tien más próximes son Ross 128, a 3,79 años lluz, Lalande 21185, a 4,1 años lluz, y el sistema estelar Wolf 424 a 7,3 años lluz. El Sol ye la sesta estrella más cercana a Wolf 359.
Wolf 424
Wolf 424 (GJ 473 AB / LHS 333 / G 60-14) ye una estrella binaria na constelación de Virgu.
Visualmente alcuéntrase al sur de Vindemiatrix (ε Virginis) y al norte de Minelava (δ Virginis); de magnitú aparente +12,6, non puede reparase a simple vista.
Alcuéntrase a 14,2 años lluz de distancia del Sistema Solar. El sistema foi afayáu por Max Wolf, pioneru de la astrofotografía qu'afayó cientos de estrelles variables.
La componente principal, Wolf 424 A, ye una nana colorada fría de la secuencia principal, con una masa de 0,14 mases solares y un radiu inferior a 0,17 radios solares. Ye unu de los oxetos más tenues —una de les nanes coloraes más débiles— nes cercaníes del Sistema Solar. La so compañera, Wolf 424 B, ye inclusive más pequeña. La lluminosidá d'ésta última ye 8/100.000 vegaes la del Sol; piénsase que la baxa lluminosidá ye en parte debida a la esistencia de manches na so superficie. Wolf 424 B ye una variable acandilante bien activa designada como FL Virginis.
Los dos componentes del sistema estelar Wolf 424 mover nuna órbita que la so escentricidá ye de 0,28, polo que la separación ente dambes varia ente 2,6 y 4,2 UA. El periodu orbital del sistema ye de 16,2 años y l'órbita ta inclinada 103º pal observador terrestre. Les estrelles más cercanes a Wolf 424 son Ross 128 y EE Leonis, a 4,0 y 7,2 años lluz respectivamente.
Ummo ye'l nome d'un supuestu planeta en redol a esta estrella del cual procedería una civilización estraterrestre que se pondría en contactu con persones de la Tierra. Con posterioridá dalgunos creen que tou foi un enorme engañu orquestado nos años 70 del sieglu pasáu por dellos escritores y periodistes col enfotu de vender los sos propios llibros y artículos.
Wolf 489
Wolf 489 (GJ 518 / LHS 46 / WD 1334+039) ye una nana blanca a 26,7 años lluz de distancia del Sistema Solar asitiada na constelación de Virgu. La so magnitú aparente ye +14,65.
La estrella más cercana a Wolf 489 ye Gliese 514, nana colorada a 3,4 años lluz.
A diferencia del restu de les estrelles, les nanes blanques como Wolf 489 nun xeneren enerxía por fusión nuclear, sinón que radien al esterior l'escesu de calor a un ritmu constante. Wolf 459 ye un remanente estelar de tipu espectral DZ9, característicu d'atmósferes riques en metales, lo que se repara nel so espectru con llinies metáliques. Neto a la Estrella de Van Maanen, al igual qu'ésta ye una nana blanca solitaria que nun forma parte d'un sistema estelar. La so temperatura superficial ye relativamente fría, 5030 K, y la so lluminosidá ye de namái 0,000098 soles.
Envalórase que la masa actual de Wolf 489 ye un 55% de la masa solar. La estrella desaposiar de la mayor parte de la so masa dempués de la so etapa na caña asintótica xigante del diagrama de Hertzsprung-Russell, xustu enantes de convertise nuna nana blanca. Envalórase que la so edá —como nana blanca— ye d'unos 4900 millones d'años.
Wolf 940
Wolf 940 (GJ 1263 / LHS 3708 / G 93-35) ye una estrella na constelación d'Acuariu asitiada al sureste de Sadalmelik (α Aquarii), nordés de Sadalsuud (β Aquarii), sur de Enif (ε Pegasi) y norte de Deneb Algedi (δ Capricorni).
De magnitú aparente +12,70, alcuéntrase a 39,9 años lluz del Sistema Solar. Dende 2009 conozse la esistencia d'una compañera subestelar, una nana marrón, n'órbita alredor d'esta estrella.
Wolf 940 ye una nana colorada de tipu espectral M3.5-4V.
Tomando como referencia les estimaciones de RECONS, la masa de Wolf 940 pue ser inferior a una quinta parte de la masa solar, con un diámetru probablemente daqué menor de la metá del diámetru solar.
Ye una estrella fría de carauterístiques asemeyaes a Ross 154, Ross 128 o G 99-49, anque s'atopa más alloñada de nós que cualesquier d'elles.
La so lluminosidá puede equivalir a un 0,11% de la que tien el Sol.
Al nun tar catalogada como estrella acandilante nin como variable polo xeneral, piénsase que la so edá posiblemente ye mayor de 1000 millones d'años.
La estrella conocida más cercana a Wolf 940 ye otra nana colorada, LHS 516, distante 4,2 años lluz. El sistema estelar Deneb Algedi alcuéntrase a 11 años lluz de distancia de Wolf 940.
Wolf 940 forma un sistema binariu con una nana marrón, denominada Wolf 940 b.
En 2009 llogróse una imaxe directa d'esti oxetu, siendo una de les nanes marrones más fríes detectaes, yá que la so temperatura superficial ye d'aprosimao 300 ºC.
Por cuenta de la so baxa temperatura, apaez como un oxetu brillosu nel infrarroxu pero bien tenue nel espectru visible.
La so masa ta entendida ente 20 y 30 vegaes la masa de Xúpiter y el so diámetru ye asemeyáu al d'esti planeta.
Al igual que la nana marrón Gliese 229 B, na so superficie ye abondosa'l metanu, tando clasificada como de tipu espectral T8.5.
Anguaño ta dixebrada 440 UA de Wolf 940, envalorándose el so periodu orbital en 18.000 años.
WR 102ka
WR 102ka (2MASS J17461811-2901366) ye una estrella de Wolf-Rayet hipermasiva na constelación de Saxitariu.
Asitiada cerca del centru galácticu a unos 26.000 años lluz de distancia, WR 102ka alcuéntrase na Nebulosa Peonía, polo que tamién ye conocida como Estrella de la Nebulosa Peonía (en inglés "Peony Nebula Star").
De tipu espectral WN10, la so masa orixinal yera de siquier 150 mases solares, anque probablemente yá perdió una parte considerable de la mesma per mediu de fuertes vientos estelares.
Despinta tres grueses capes de polvu nuna rexón bien poblada d'estrelles, WR 102ka ye malo de reparar, al tar casi totalmente escurecida en llonxitú d'onda visibles.
La observación col Telescopiu espacial Spitzer na rexón infrarroxa dexó conocer que WR 102ka ye una de les estrelles más lluminoses de la Vía Lláctea, con una lluminosidá bolométrica envalorada de 3,2 millones de soles. La so lluminosidá ye daqué inferior a la de η Carinae, anque dada la incertidume nes midíes pudiera ser más lluminosa qu'ésta. Dambes estrelles probablemente esploten como supernoves nunos pocos millones d'años.
WR 104
WR 104 (V5097 Sagittarii) ye una estrella binaria na constelación de Saxitariu de magnitú aparente +13,54.
Ta compuesta por una estrella de Wolf-Rayet y una estrella de tipu espectral B0.5V.
La característica más notable de WR 104 ye que'l polvu que flúi de les estrelles forma una especie de «molinete» que xira al pie de elles cada 220 díes, polo que tamién se la denomina Estrella Espiral.
Al tar aprosimao a 1600 parsecs (5200 años lluz) de nós —alloña calculada pol so posible pertenencia a la asociación Sgr OB1—, la forma espiral namái s'afayó utilizando'l Telescopiu Keck nel Observatoriu Mauna Kea de Hawaii, unu de los mayores telescopios qu'esisten. El diámetru averáu de la espiral ye de 160 UA.
La estrella de Wolf-Rayet tien tipu espectral WC9d y, como tal, ye bien caliente y masiva.
Con una masa averada de 25 mases solares y un diámetru unes 3 vegaes más grande qu'el del Sol, emite un fuerte vientu estelar.
La so compañera estelar emite, de la mesma, un fuerte vientu estelar, que al topetar col vientu de la estrella de Wolf-Rayet forma un frente de choque qu'estrúi'l material que flúi, creando una redolada más trupa y daqué menos caliente onde'l polvu puede esistir. El movimientu orbital del sistema ye lo que produz la forma espiral.
El periodu orbital del sistema puede ser de 241,5 ± 0,5 díes.
WR 104 ye una estrella que causó ciertu discutiniu por cuenta del allugamientu de los sos eje al respective de la Tierra.
Al ser una estrella supermasiva, va concluyir la so vida de forma desaxeradamente violenta y lluminosa nun final conocíu como supernova. Cuando una estrella d'esti tipu muerre, na esplosión que tien llugar, el material que formaba'l cuerpu de la estrella apándase y xenera una especie de discu de material estelar. Les exes de la estrella queden como única salida pal material que llogre escapar formando un «jet» por demás potente y de unos dos segundos de duración, conocíu como esplosión de rayo gamma dando llugar a un furacu prietu; la enerxía d'esti remexu va ser igual o mayor que la enerxía producida pol nuesu Sol en tola so vida, lliberada tan solo nesi pequeñu espaciu de tiempu.
Nun escenariu hipotéticu nel que WR 104 colapsara nel pasáu y el so lluz va lleganos güei, competiría en rellumu dende'l nuesu cielu col del Sol; ente dos y trés díes depués, un increíble remexu de radiación desaxeradamente enerxético topetaría contra la Tierra destruyendo casi por completu nuesa capa d'ozonu dexando a la vida na Tierra totalmente espuesta a la radiación ultravioleta emitida pol nuesu Sol, causando una potencial estinción masiva.
Piénsase que si WR 104 esplota como una supernova isotrópica, l'impactu sobre la biosfera terrestre probablemente sía insignificante; sicasí, nel casu d'una esplosión bien anisotrópica, los efectos pueden ser significativos si la Tierra alcuéntrase alliniada ≤12º respectu a la exa de salida del remexu, inclusive a una distancia de 2000 parsecs.
Otros datos espectroscópicos suxuren que la so exa de rotación ye de 30-40º con al respective de la Tierra; lo que refugaría una posible influencia futura sobre'l planeta por un biltu de rayo Gamma.
WR 117
WR 117 ye una estrella na constelación de Scutum de magnitú aparente +14,19.
Puede ser miembru del cúmulu Do 29, tando asitiada a unos 3890 pársecs o 12.700 años lluz del Sistema Solar.
WR 117 ye una estrella de Wolf-Rayet «polvorienta» de tipu espectral WC9d.
Sicasí, el so espectru evidencia unes llinies más fuertes que n'otres estrelles WC9.
Amás, la so alta temperatura efectivo según la elevada velocidá terminal de la so vientu estelar —vease más embaxo—, suxuren que los sos parámetros correspuenden a los d'una estrella WC8.
WR 117 tien una temperatura efectivo de 56.000 K y la so lluminosidá ye 224.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa doce veces mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente a 5,0 vegaes el radiu solar.
La velocidá terminal de la so vientu estelar algama los 2000 km/s.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, pierde masa, a razón 3,6 × 10 vegaes la masa solar cada añu.
WR 124
WR 124 (HIP 94289 / GCRV 11638) ye una estrella na constelación de Sagita —la flecha— de magnitú aparente +11,08, asitiada nel centru de la nebulosa M1-67.
Conocida tamién como Estrella de Merrill, alcuéntrase a 3360 pársecs o casi 11.000 años lluz de distancia del Sistema Solar.
WR 124 ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN8, lo que probablemente indica que la estrella entró apocayá na fase de Wolf-Rayet.
Con una temperatura superficial de 50.000 K, ye una de les estrelles más calientes que se conocen. Ye una estrella bien masiva, que la so masa envalorar unes 20 vegaes mayor que la del Sol. Tase desintegrando per mediu d'un fuerte vientu estelar que sopla dende la so superficie a una velocidá de 150.000 km/h. Esti vientu espulsa burbuyes de material 30 vegaes más masives que la Tierra y de 150.000 km de diámetru. La nebulosa qu'arrodia a WR 124 ye relativamente nueva, con una edá de namái 10.000 años. La nebulosa probablemente formóse por unos españíos estremaos mientres una fase de variable lluminosa azul anterior al so estáu actual como estrella de Wolf-Rayet.
WR 124 podría formar parte d'un sistema binariu, magar la so duplicidá nun ta confirmada.
Ye una estrella variable que recibe la denominación de variable QR Sagittae, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú +11,04 y +11,12.
WR 126
WR 126 ye una estrella na constelación de Vulpecula de magnitú aparente +13,29.
Probablemente ye miembru de la Asociación estelar Vul OB2, asitiada a unos 4400 pársecs o 14.400 años lluz del Sistema Solar.
WR 126 ye una estrella de Wolf-Rayet con un espectru únicu que difier de los distintos subtipos esistentes ente estes estrelles (WC/WN).
El so espectru correspuende fundamentalmente al d'una estrella WC —cola salvedá de que les sos llinies d'emisión son especialmente débiles— pero tamién amuesa llinies debíes al nitróxenu, que revelen una bayura significativa d'esti elementu.
Por ello clasificar como de tipu espectral WC5/WN.
Esta peculiar clasificación puede ser la resultancia d'una hestoria evolutiva única, o bien la consecuencia de que sía un sistema binariu entá non detectáu.
WR 126 tien una temperatura efectivo de 63.000 K y la so lluminosidá ye 270.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa catorce veces mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente a 4,35 vegaes el radiu solar.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, pierde masa estelar, a razón 3,6 × 10 vegaes la masa solar cada añu, una cifra menor que la comúnmente reparada n'estrelles WC.
WR 136
WR 136 (V1770 Cygni / HD 192163 / HIP 99546) ye una estrella na constelación de Cygnus, el cisne, de magnitú aparente +7,48, asitiada nel centru de la Nebulosa Medialluna. Alcuéntrase a unos 4110 años lluz (1260 pársecs) de distancia del Sistema Solar.
WR 136 ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN6 con una lluminosidá 500.000 vegaes superior a la del Sol.
Tien una temperatura superficial de 73.000 K.
La so edá envalórase en namái 4,5 millones d'años, una milésima parte de la edá del Sol, pero yá s'atopa nes fases finales de la so evolución estelar.
Enantes foi una superxigante colorada con una masa 30 vegaes mayor que la del Sol y fai unos 250.000 años espulsó les sos capes esteriores. Agora, na so fase como estrella de Wolf-Rayet, el material que foi expelido ye algamáu pol fuerte vientu estelar que surde de la estrella y calecíu, polo que resplande nuevamente, formando la nebulosa d'emisión. La estrella pierde masa bien apriesa, l'equivalente a la masa solar cada 10.000 años. Envalórase que nunos 100.000 años —si inda ye abondo masiva— va esplotar como una supernova.
Apocayá propúnxose que WR 136 pue ser una estrella binaria.
La so compañera, de tipu espectral K ó M, emplegaría daqué más de 5 díes en completar una órbita alredor de la estrella principal, siendo en tal casu'l sistema un posible precursor d'una binaria de rayos X de baxa masa ("LMXB" en inglés).
WR 142
WR 142 ye una estrella na constelación del Cisne de magnitú aparente +12,96.
Ye miembru del cúmulu Berkeley 87 y, anque esiste ciertu discutiniu al respective de la distancia a la que s'atopa, considérase qu'ésta pue ser 1230 ± 40 pársecs, unos 4100 años lluz.
WR 142 ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WO2.
Extraordinariamente caliente, tien una temperatura efectivo de 200.000 K y la so lluminosidá ye 501.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Les estrelles WO son bien escases, hasta'l puntu de que namái se conocen cuatro d'elles na Vía Lláctea, siendo WR 102 una estrella de carauterístiques asemeyaes a WR 142.
WR 142, con una masa veinte veces mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente apenes al 60% del radiu solar.
Suxurióse qu'estes estrelles pueden tar nun estáu de fusión de carbonu.
Son «rotores» bien rápidos, pudiendo'l so velocidá de rotación proyeutada algamar los 1000 km/s.
WR 142 emiti rayos X duros y pierde masa a razón 1,03 × 10 vegaes la masa solar cada añu.
La velocidá terminal de la so vientu estelar algama los 5000 km/s.
El llugar qu'ocupen les estrelles WO dientro de la evolución estelar nun ye bien conocíu.
Paecen evolucionar a partir d'estrelles con una masa inicial superior a 40 mases solares, siendo una etapa posterior a la de variable lluminosa azul (LBV). Alternativamente, podríen provenir d'estrelles WNL de rápida rotación.
Piénsase qu'el so destín final ye acabar españando como supernovas ó inclusive ser el precursores de brotes de rayo gamma.
WR 20a
WR 20a (UBV M 40466) ye un sistema estelar na constelación de Carina. Ta acomuñáu al cúmulu estelar Westerlund 2, asitiáu a unos 7,9 kilopársecs de distancia del Sistema Solar. Anque'l so magnitú aparente ye namái de +13,45, ye una de les estrelles más masives que se conocen. El nome de WR 20a provién del Catalog of Galactic Wolf-Rayet Stars de K. van der Hucht.
WR 20a ye la segunda estrella más masiva que la so masa foi midida directamente, solamente destronada apocayá pol descubrimientu de NGC 3603 A1. Ye una estrella binaria que les sos componentes son dos estrelles de Wolf-Rayet de tipu espectral WN6h, con un periodu orbital de 3,686 díes. Contrariamente a numberoses estrelles supuestamente más masives, la masa de dambes componentes foi midida por velocidá radial al conocer les principales carauterístiques orbitales, según pol estudiu de la curva de lluz de les sos eclises, qu'apurre l'últimu parámetru que ye l'ángulu d'enclín del sistema. Esti métodu ye l'únicu que dexa midir directamente la masa d'una estrella. Lo destacable de WR 20a ye que non yá la masa de la estrella principal ye de 83 mases solares, sinón que que la estrella secundaria tien una masa equivalente.
WR 22
WR 22 (HD 92740) ye un sistema estelar na constelación de Carina.
Ta acomuñáu a una rexón H II —nube de gas y afigura brillosa de gran tamañu na cual fórmense estrelles masives— y alcuéntrase a 2,7 kilopársecs de distancia del Sistema Solar.
La so magnitú aparente ye +6,42, siendo observable a simple vista en condiciones de bona visibilidá.
WR 22 ye una estrella binaria compuesta por una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN7 y una estrella azul de la secuencia principal de tipu O9V.
La estrella de Wolf-Rayet tien una temperatura efectivo de 44.700 K y una lluminosidá 1.440.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu 20 vegaes más grande qu'el del Sol.
La estrella azul tien una temperatura de 33.000 K y, magar ser 133.000 vegaes más lluminosa que'l Sol, ye 11 vegaes menos lluminosa que la so compañera.
El so radiu ye 11 vegaes más grande qu'el radiu solar.
WR 22 constitúi un sistema bien masivu, siendo la masa de la estrella de Wolf-Rayet 72 vegaes mayor que la del Sol y la de la so compañera 25,7 vegaes la de la nuesa estrella.
Dambes estrelles pierden masa; nel casu de la estrella de Wolf-Rayet, esta perda envalórase en 1,6 × 10 vegaes la masa solar cada añu.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 80,3 díes, siendo la órbita notablemente escéntrica (ε = 0,56).
El semiexe mayor de la órbita ye de 1,68 UA.
Los vientos estelares provenientes de dambes estrelles topeten formando una rexón d'afigura d'alta temperatura —que puede superar los 10 millones de K— emitiendo una importante cantidá de rayos X.
WR 22 ye, coles mesmes, una binaria eclipsante, fluctuando el so rellumu 0,12 magnitúes en banda B.
Tocantes a variable recibe'l nome de V429 Carinae.
WR 65
WR 65 ye una estrella de Wolf-Rayet na constelación de Circinus de magnitú aparente +13,66.
WR 65 pue ser miembru del cúmulu Pismis 20 —que contién tamién a la estrella de Wolf-Rayet WR 67— tando a 3272 ± 303 pársecs o 10.600 años lluz del Sistema Solar.
Sicasí, suxurióse que la so distancia podría ser menor —unos 1400 pársecs o 4570 años lluz—, polo que nesti supuestu taría asitiada visualmente delantre del citáu cúmulu.
Conozse la esistencia d'una burbuya creada por vientu estelar alredor de WR 65, siendo'l so radiu de siete segundos d'arcu.
Tamién se detectó en redol a WR 65 una nebulosa relativamente amacera con un radiu d'aprosimao 1,5 segundos d'arcu; considerando'l fuerte ritmu de perda de masa estelar, ye posible qu'esta nebulosa tea acomuñada a WR 65.
WR 65 ye una estrella de Wolf-Rayet rica en carbonu de tipu espectral WC9d.
Tien una temperatura efectivo de 40.000 K y una lluminosidá ye 132.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Con una masa nueve veces mayor que la del Sol, tien un radiu equivalente a 7,7 vegaes el radiu solar.
La velocidá terminal de la so vientu estelar ye de 1300 km/s.
Al igual qu'otres estrelles de Wolf-Rayet, pierde masa estelar, a razón 1,1 × 10 vegaes la masa solar cada añu.
Coles mesmes, ye un emisor de ondes de radiu.
WR 65 presenta emisión variable de rayos X, siendo la única estrella WC9d que presenta esta característica.
Sostúvose qu'esta emisión puede tar aniciada pol choque ente los vientos estelares d'un sistema binariu masivu.
Coles mesmes, especulóse qu'el periodu orbital del mesmu pue ser d'unos pocos años.
Sicasí, el so espectru nun amuesa indicación de duplicidá.
WR 65 crea polvu de forma persistente y munches estrelles con esta particularidá son binaries con órbites cuasi circulares. Nun hai qu'escaecer que más de la metá de les estrelles de Wolf-Rayet formen sistemes binarios con estrelles OB como acompañantes.
WR 7
WR 7 (HD 56925 / HIP 35378) ye la estrella central de la nebulosa d'emisión NGC 2359 (conocida tamién como Nebulosa del Cascu de Thor), na constelación del Can Mayor.
La distancia a la que s'atopa ye incierta, variando ente 3,5 kiloparsecs (11.410 años lluz) y 6,9 kiloparsecs (22.500 años lluz), dependiendo de la fonte consultada.
De magnitú aparente +11,40, WR 7 ye una estrella de Wolf-Rayet de tipu espectral WN4. Esti tipu d'estrelles caracterizar por una abondosa perda de masa estelar conducida por un vientu estelar a gran velocidá químicamente arriquecíu.
Nel casu de WR 7, la velocidá terminal del so vientu ye de 1600 km/s y pierde masa a un ritmu de 7 × 10 mases solares cada añu. Asumiendo una distancia de 4,8 kiloparsecs (15.600 años lluz), calcúlase que ye 280.000 vegaes más brillosa qu'el Sol, 16 vegaes más masiva, y 1,41 vegaes mayor. Ye una estrella bien caliente, con una temperatura de superficie envalorada en 112.000 Kelvin
L'estudiu de la interaición ente WR 7 y la nebulosa circundante realizóse asumiendo una distancia de 5 kiloparsecs. Afayóse la esistencia d'una envoltura HI de 70 × 37 kiloparsecs que s'espande a 12 km/s, posiblemente creada pola proxenitora de la estrella actual, una estrella de tipu O de la secuencia principal. Paez probable la esistencia d'un arcu de choque actuando en partir sur de la nebulosa, producíu posiblemente na fase de superxigante colorada o de variable lluminosa azul.
WW Aurigae
WW Aurigae (WW Aur) ye una estrella variable de la constelación d'Auriga que s'atopa a 275 años lluz del Sistema Solar.
WW Aurigae ye una binaria eclipsante que la so naturaleza foi descubierta independientemente por Soloviev (1918) y Schwab (1918). Los sos componentes son dos estrelles blanques de la secuencia principal de tipu espectral A3m, dambes estrelles con llinies metáliques. WW Aurigae A tien una masa de 1,96 mases solares, un radiu de 1,81 radios solares y una temperatura superficial de 7960 K. WW Aurigae B, llixeramente más pequeña, tien una masa de 1,92 mases solares, un radiu de 1,84 radios solares y una temperatura de 7670 K.
La velocidá de rotación proyeutada de dambes componentes ye d'aprosimao 36 km/s.
La componente A ye 13,4 vegaes más lluminosa qu'el Sol ente que'l so acompañante ye 10,5 vegaes más lluminosa.
Les carauterístiques físiques del sistema afacer a modelos teóricos de evolución estelar considerando una edá de 90 millones d'años según una elevada metalicidá.
Regularmente una de les componentes clisa a la otra y el rellumu conxuntu mengua de magnitú aparente +5,86 a +6,54 cada 2,525 díes.
WW Vulpeculae
WW Vulpeculae (WW Vul / HD 344361 / Hen 3-1750) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula de magnitú aparente +10,51. La distancia a la que s'atopa nun se conoz con exactitú, envalorándose ente 1800 y 2200 años lluz.
WW Vulpeculae ye una estrella Herbig Ae de tipu espectral A3y.
Estes estrelles entá nun entró na secuencia principal y tán en fase de crecedera, incorporando material del esterior.
Con una temperatura de 8970 K, tien una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol y ye 50 vegaes más lluminosa qu'ésti.
Xira sobre sigo mesma rápido con una velocidá de rotación de siquier 220 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— ye notablemente cimeru a la solar, aprosimao unes tres veces mayor.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, WW Vulpeculae ta arrodiada por un discu circumestelar, que la so masa envalórase en 0,0362 mases solares.
Les variaciones nel so espectru son producíes fundamentalmente por vientu estelar anisotrópico, que la so alta velocidá xenerar na rexón interior del discu de acrecimientu.
WX Cephei
WX Cephei (WX Cep) ye una estrella variable na constelación de Cefeo asitiada 50 minutos d'arcu al oeste de 30 Cephei.
La so magnitú aparente media ye +8,7 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu del paralax midíu pol satélite Hipparcos —2,14 ± 1,13 milisegundos d'arcu—, aprosimao a 1500 años lluz del Sistema Solar. 
La componente principal ye una estrella blanca de tipu espectral A5V con una temperatura efectivo de 8150 K.
La so lluminosidá ye 63 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Tien un radiu cuatro veces más grande qu'el del Sol y una masa de 2,53 mases solares.
Pela so parte, la estrella acompañante ye una estrella blanca de la secuencia principal asemeyada a Mizar A (ζ Ursae Majoris) o a Sabik (η Ophiuchi).
Tien un radiu de 2,7 radios solares y la so masa ye 2,32 vegaes mayor que la del Sol.
WX Cephei ye una binaria eclipsante —asemeyada a AH Cephei o a EK Cephei, tamién dambes na constelación de Cefeo— que'l so rellumu mengua 0,59 magnitúes mientres el eclís principal y 0,44 magnitúes mientres l'eclís secundariu.
El so periodu orbital ye de 3,3785 díes.
WY Cancri
WY Cancri (WY Cnc) ye una estrella variable na constelación de Cáncer.
Puede alcontrar 1º13' al sur de 67 Cancri.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 265 ± 40 años lluz del Sistema Solar.
WY Cancri ye una estrella binaria cercana que les sos componentes son una nana mariella de tipu espectral G5V, la estrella primaria, y una subxigante anaranxada o nana naranxa de tipu K4IV-V.
La primaria tien una temperatura efectivo de 5500 K y una masa un 15% inferior a la masa solar.
Con un radiu igual al del Sol, rota a gran velocidá, igual o superior a 78 km/s.
El so acompañante, más fría, tien una temperatura de 4000 K y una masa aprosimao la metá de la que tien el Sol.
Tien un radiu ente 0,58 y 0,65 radios solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 49 km/s.
La estrella primaria ye un 10% menos lluminosa que'l Sol ente que'l so acompañante tien una cuarta parte de la lluminosidá solar.
WY Cancri ye una binaria eclipsante y amás una variable RS Canum Venaticorum, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +9,51 y +10,14.
El periodu orbital d'esta binaria ye de namái 0,83124 díes (19,9 hores), tando'l planu orbital inclináu 88º respectu al planu del cielu.
Reparóse que, al llargu plazu, el periodu escai a razón de 1,20 × 10 díes per añu.
Cuidao que ye una «binaria dixebrada» —nun esiste tresferencia de masa ente les componentes— y que dambes tienen tipos espectrales tardíos, la variación secular del periodu puede tar causada pola perda de momentu angular por frenáu magnéticu.
WY Cassiopeiae
WY Cassiopeiae (WY Cas / CSS 1345 / GSC 04009-01430) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia.
Al ser una estrella distante, la so distancia respeutu al Sistema Solar ye incierta; diverses fontes dan una cifra entendida ente 2000 y 3160 años lluz.
De tipu espectral S6.5pe, WY Cassiopeiae ye una estrella de tipu S —como π Gruis o χ Cygni— con una temperatura superfical de namái 2200 K.
La so lluminosidá ye 6700 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Na actualidá, pierde masa estelar a razón de 2,26 × 10 mases solares per añu.
Otra característica d'estes estrelles ye'l so gran tamañu; el radiu de WY Cassiopeiae ye 575 ~ vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,7 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los cuatro planetes interiores quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
WY Cassiopeiae ye una variable Mira que'l so rellumu bazcuya ente magnitú +10,0 y +16,9 a lo llargo d'un periodu de 476,56 díes.
Nestes variables —que'l so prototipu ye la conocida Mira (ο Ceti)— la inestabilidá provién de pulsaciones na superficie estelar, lo que provoca cambeos de color y rellumu.
Dalgunes d'elles, ente les que s'atopen R Cassiopeiae, S Cassiopeiae según la mesma WY Cassiopeiae, amuesen emisión máser de SiO. 
WZ Cassiopeiae
WZ Cassiopeiae (WZ Cas / HD 224855) ye una estrella variable na constelación de Cassiopeia. Alcuéntrase a una distancia averada de 2120 años lluz del Sistema Solar.
WZ Cassiopeiae ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV2 —tamién catalogada como estrella SC— con una temperatura superficial de 3095 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu supera al de oxíxenu; la rellación C/O en WZ Cassiopeiae, próxima a la unidá, ye de 1,01.
Coles mesmes, amuesa una rellación ente los isótopos C/C igual a 4,5, polo que ye una estrella bien rica en carbonu-13 en comparanza a otres estrelles de carbonu de la galaxa.
Esti fechu, xuníu a la so elevada bayura relativa de litiu, probablemente tien el so orixe nun nucleu caliente onde tien llugar la fusión nuclear de C en C y N.
Toos estos factores indiquen que WZ Cassiopeiae tien una masa elevao.
Les estrelles de carbonu esperimenten una perda de masa estelar significativa, que nel casu de WZ Cassiopeiae ye de 1,3 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 12.100 ~ vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular en banda K, que ye de 5,93 ± 0,72 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, resultando ser ésti 415 vegaes más grande qu'el diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.
Catalogada como variable semirregular SRB, WZ Cassiopeiae amuesa variaciones de rellumu ente magnitú aparente +9,4 y +11,4.
Al igual qu'otres variables semirregulares, ye una variable multiperiódica con dos periodos claramente definíos de 366 y 186 díes, que s'atribúin a pulsaciones radiales na superficie.
Sicasí, esisten variaciones nuna escala de tiempu mayor —del orde de miles de díes— que podríen tar rellacionaes col campu magnéticu estelar o con dalgún ciclu d'actividá magnética.
X Cancri
X Cancri (X Cnc / HD 76221 / HIP 3541) ye una estrella variable na constelación de Cáncer asitiada prácticamente sobre la eclíptica.
Alcuéntrase a una distancia averada de 620 pársecs (2020 años lluz) del Sistema Solar.
X Cancri ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5 con una temperatura superficial de namái 2645 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en X Cancri ye de 1,14.
Amás, estes estrelles esperimenten una importante perda de masa estelar; X Cancri facer a razón de 6,3 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye casi 16.000 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Mientres un tapecimientu llunar midióse'l so diámetru angular, que, una vegada consideráu'l escurecimientu de llimbu, ye de 9,00 ± 0,80 milisegundos d'arcu.
Ello dexa evaluar el so diámetru real, siendo ésti 600 vegaes más grande qu'el diámetru solar; dicha cifra, al depender de la distancia y dada la incertidume na mesma, ye namái averada.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de X Cancri varia ente magnitú aparente +5,6 y +7,5 nun periodu de 195 díes.
X Cygni
X Cygni (X Cyg / HD 197572 / HR 7932) ye una estrella variable na constelación del Cisne de magnitú aparente media +6,48. 
X Cygni ye una variable cefeida, una de les más brilloses nel cielu nocherniegu. El so rellumu bazcuya ente magnitú +5,85 y +6,91 a lo llargo d'un periodu de 16,3863 díes, magar se reparó un aumentu de 1,45 segundos per añu nesti periodu. De tipu espectral F7Ib, la so temperatura efectivo ye de 6520 K. El so diámetru varia según la fonte consultada, tando entendíu ente 78 y 84 vegaes el diámetru solar, bien grande inclusive pa una cefeida; a títulu comparativu, η Aquilae o Mekbuda (ζ Geminorum), dos de les cefeides más conocíes, tienen un diámetru averáu 60 vegaes mayor qu'el del Sol. Consecuentemente ye una estrella bien masiva, con una masa 11 vegaes mayor que la masa solar.
Tien un conteníu metálico llixeramente cimeru al del Sol, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
La so superficie tópase arriquecida en cinc y nitróxenu, siendo la bayura relativa d'esti últimu elementu más de 3,5 vegaes superior a la del Sol ([N/H] = +0,55).
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, pue ser cimeru a 3500 años lluz, un valor bien percima del llográu a partir de la midida de la so paralax (2250 años lluz).
X Herculis
X Herculis (X Her / HD 144205) ye una estrella variable na constelación d'Hércules que s'atopa a 449 años lluz del Sistema Solar. Nun tien de ser confundida con Ji Herculis (χ Herculis), asitiada, al igual que X Herculis, na rexón noroeste de la constelación. 
X Herculis ye una fría xigante colorada de tipu espectral M7 o M8 con una temperatura de 3300 K. Ye una xigante colorada estrema nes etapes finales de la so vida; con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu, ta preparar pa esprendese de les sos capes esternes, tresformándose n'última instancia nuna nana blanca.
El so radiu, calculáu a partir de la midida directa del so diámetru angular, ye 180 vegaes más grande qu'el radiu solar y equival a 0,84 UA. 
Incluyendo la enerxía emitida como radiación infrarroxo, tien una lluminosidá 680 vegaes mayor que la del Sol.
La so temperatura, mayor de lo que cabría esperar pa una xigante de tipu M7, según la so lluminosidá escepcionalmente baxa, paecen tar rellacionaes cola esistencia d'una estructura en forma de discu qu'arrodia la estrella, detectada en radiofrecuencies. Esti discu anicióse pola perda de masa favorecida pol vientu estelar.
X Herculis ye una variable pulsante semirregular que'l so rellumu varia ente magnitú 6 y 7 nun periodu de 95 díes; superpuestu a ésti, esiste un periodu secundariu de dos años de duración.
X Pavonis
X Pavonis (X Pav / HD 191171 / HIP 99512) ye una estrella variable na constelación austral de Pavu.
De magnitú aparente media +7,37, alcuéntrase a 880 años lluz de distancia del Sistema Solar.
X Pavonis ye una xigante colorada de tipu espectral M8III, catalogada tamién como M6/M7III.
La so temperatura efectivo ye de namái 2046 K y relluma con una lluminosidá 5849 vegaes superior a la lluminosidá solar.
De gran tamañu, tien un radiu 608 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 2,8 UA; si ocupara'l llugar del nuesu Sol, les órbites de los cuatro primeros planetes —la Tierra inclusive— taríen conteníes dientro de la mesma estrella.
X Pavonis alcuéntrase na caña asintótica xigante, periodu de la evolución estelar qu'esperimenten les estrelles de masa entemedio al concluyir les sos vides; T Ceti, RX Bootis y EP Aquarii son exemplos d'estrelles nesta fase evolutiva.
X Pavonis pierde masa estelar a razón de 7,3 × 10 mases solares per añu, un valor discretu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Ye una variable semirregular de tipu SRB que'l so rellumu en banda B varia ente magnitú +9,2 y +11,1 a lo llargo d'un periodu de 119,19 díes.
X Persei
X Persei (X Per / HD 24534 / HR 1209) ye una estrella variable na constelación de Perséu que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +6,1 y +7,0. Alcuéntrase bien alloñada de la Tierra, a una distancia entendida ente 2300 y 4200 años lluz. 
X Persei ye una binaria de rayos X de gran masa, esto ye, un sistema binariu formáu por una estrella masiva y una estrella de neutrones. La estrella masiva ye una estrella azul de tipu espectral O9.5 bien caliente, con una temperatura de 29.500 K.
Ye una estrella Be —asemeyada a Gomeisa (β Canis Minoris)—, dacuando arrodiada d'un brillante discu circumestelar creáu pola mesma estrella, en parte como resultáu de la so peralta velocidá de rotación de 360 km/s.
Con un radiu 6 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye 24.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien una masa de siquier 15 mases solares y una edá inferior a 10 millones d'años.
X Persei ye amás una fonte emisora de rayos X, emitiendo pulsos periódicos cada 835 segundos. Aníciense porque materia proveniente del vientu estelar de la estrella masiva cai escontra'l so acompañante, calecer hasta producir rayos X. L'acompañante, separada 2 UA, ye un púlsar —una estrella de neutrones con un campu magnéticu relativamente débil— que'l so periodu orbital ye de 250 díes.
La escentricidá de la órbita ye de 0,11.
X Sagittarii
X Sagittarii (X Sgr / 3 Sagittarii) ye una estrella variable cefeida na constelación de Saxitariu cerca de la llende con Ophiuchus. X Sagittarii, xuntu con Eta Aquilae y T Monocerotis, ye una de les cefeides consideraes fáciles d'atopar nel cielu nocherniegu. Aprosimao un grau al sur de X Sagittarii puede alcontrase el centru de la Vía Lláctea, Saxitariu A.
Asitiada a 1075 años lluz del Sistema Solar, X Sagittarii ye una cefeida clásica que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +4,24 y +4,84 nun periodu de 7,013 díes. La so variación en rellumu va acompañada d'un cambéu nel so tipu espectral dende F5 a G9. Con una temperatura de 5300 K, tien una lluminosidá 3100 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so radiu unes 66 vegaes más grande qu'el radiu solar. La so velocidá de rotación proyeutada, 24 km/s, da como resultáu un periodu de rotación igual o inferior a 138 díes. Tien una masa 6 o 7 vegaes mayor que la del Sol, con una edá envalorada ente 43 y 65 millones d'años.
Ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 573 díes.
Recién estudios suxuren qu'el espectru de X Sagittarii puede ser interpretáu en base a dos ondes de choque consecutives por periodu de pulsación. Hasta agora alegárase, tantu dende'l puntu de vista observacional como del teóricu, que debíen d'haber ondes de choque nes cefeides clásiques, magar nun fueren detectaes hasta'l momentu.
X Trianguli
X Trianguli (X Tri / HD 12211 / HIP 9383) ye una estrella variable na constelación del Triangulum.
De magnitú aparente media +9,00, alcuéntrase a 540 años lluz del Sistema Solar. 
X Trianguli ye una estrella binaria con un periodu orbital de namái 0,9715 díes (23,3 hores). Los dos estrelles, de tipu espectral conxuntu A3, tán bien próximes ente sigo pero nun lleguen a constituyir una binaria de contactu.
La componente principal tien una temperatura efectivo de 8600 K.
La so lluminosidá ye 14,5 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye un 71% más grande qu'el radiu solar.
Tamién ye más masiva que'l Sol, con una masa de 2,3 mases solares.
La estrella acompañante tien una temperatura de 5200 K y relluma con una lluminosidá 2,51 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye casi'l doble qu'el del Sol y la so masa ye un 20% mayor que la masa solar.
X Trianguli ye una binaria eclipsante asemeyada a Alphecca (α Coronae Borealis) o a ζ Phoenicis.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 2,72 magnitúes cuando la componente más tenue y grande intercepta la lluz de la so lluminosa compañera, ente que nel eclís secundariu l'amenorgamientu de rellumu ye de namái 0,52 magnitúes.
Una tercer estrella más alloñada completa'l sistema estelar. Visualmente la separación al respective de la binaria yera de 6,7 segundos d'arcu en 1952, lo qu'equival a una distancia proyeutada de más de 1110 UA.
X Trianguli Australis
X Trianguli Australis (X TrA) ye una estrella variable na constelación del Triángulu Austral.
De magnitú aparente media +5,63, alcuéntrase a una distancia de 1170 años lluz del Sistema Solar, anque l'erru na midida ye de casi'l 16%.
X Trianguli Australis ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV5, una de les poques observables a simple vista, ente les que tamién hai de solliñar a R Leporis y TX Piscium.
Tien una temperatura efectivo de namái 2710 K y relluma con una lluminosidá aprosimao 6000 vegaes superior a la lluminosidá solar, la mayor parte de la so enerxía radiada como lluz infrabermeyo.
En banda K —nel infrarroxu cercanu— ye tan brillosu como Procyon (β Canis Minoris) o Tarazed (γ Aquilae), ente que en banda B namái tien magnitú +9,02.
De gran tamañu, X Trianguli Australis tien un radiu 400 vegaes más grande qu'el radiu solar, equivalente a 1,9 UA.
Nel momentu de la so nacencia la so masa yera unos trés vegaes superior a la masa solar, y agora ye una estrella nuna avanzada etapa evolutiva.
Concluyida la fusión del so heliu central, contién un nucleu de carbonu-oxíxenu en contracción.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles, el conteníu de carbonu ye mayor qu'el de oxíxenu, siendo nel casu de X Trianguli Australis la rellación carbonu/oxíxenu igual a 1,17.
Coles mesmes y como toles estrelles de carbonu, X Trianguli Australis pierde masa estelar, siendo dicha perda 10 millones de vegaes mayor que la qu'esperimenta'l Sol per mediu del vientu estelar.
Catalogada como variable irregular de tipu LB, la variación de rellumu de X Trianguli Australis ye de 1,35 magnitúes.
Xi Aquarii
Xi Aquarii (ξ Aqr / 23 Aquarii) ye una estrella na constelación d'Acuariu de magnitú aparente +4,69, conocida tamién pol nome de Bunda.
Alcuéntrase a 179 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Xi Aquarii ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V.
Tien una temperatura superficial de 7925 K y una lluminosidá 36 vegaes superior a la lluminosidá solar, superior a la d'otres estrelles A7V como θ Cassiopeiae, λ Piscium o 79 Tauri.
Ello ye consecuencia de la so mayor masa —2,2 vegaes mayor que la masa solar—, según el so estáu evolutivu más avanzáu, pos yá percorrió'l 85% del so trayectu dientro de la secuencia principal.
El so diámetru angular envaloráu, 0,67 milisegundos d'arcu, dexa evaluar el so radiu, siendo ésti cuatro veces más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación igual o mayor de 165 km/s.
Xi Aquarii presenta una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,03).
Ente los distintos elementos evaluaos, hai dalgunes deficitarios como estronciu y níquel. Otra manera, otros son sobreabundantes como cobaltu y neodimiu, esti postreru casi ocho veces más abondosu que nel Sol ([Nd/H] = +0,89).
Xi Aquarii ye una binaria que'l so periodu orbital ye de 8016 díes.
La órbita ye considerablemente escéntrica (y = 0,54).
Xi Aquilae
Xi Aquilae (ξ Aql / 59 Aquilae / HD 188310) ye una estrella de magnitú aparente +4,72 asitiada na constelación del Águila. En 2008 anuncióse'l descubrimientu d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Asitiada a unos 184 años lluz del Sistema Solar, Xi Aquilae ye una xigante mariella de tipu espectral G9IIIb con una temperatura superficial de 4780 K. Tien un radiu 12 vegaes más grande qu'el radiu solar y una lluminosidá 69 vegaes mayor que la del Sol.
Ye una estrella de carauterístiques físiques iguales a les de Altais (γ Draconis) o γ Piscium, magar s'atopa a casi'l doble de distancia qu'éstes.
Xi Aquilae esibe una metalicidá claramente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,32).
Con una masa de 2,2 de mases solares, tien una edá envalorada de 4680 ± 2190 millones d'años y nel so interior tien llugar la fusión nuclear del heliu en carbonu.
Enantes d'evolucionar escontra una estrella xigante foi una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu B9.
Paez ser cromosféricamente inactiva.
El planeta, denomináu Xi Aquilae b, ta asitiáu a 0,68 UA de la estrella —daqué menos de la distancia que dixebra Venus del Sol—, completando una órbita cada 136,75 díes. La so masa ye de siquier 2,8 vegaes la masa de Xúpiter. Ente los planetes descubiertos orbitando alredor d'una estrella evolucionada, ye'l que tien el periodu orbital más curtiu. Foi detectáu por espectroscopia Doppler dende'l Observatoriu Astrofísico de Okayama en Xapón.
Xi Bootis
Xi Bootis (ξ Boo / 37 Bootis / HD 131156) ye una estrella binaria de magnitú aparente +4,55 na constelación de Boötes, el pastor de gües. Alcuéntrase a namái 22 años lluz de distancia del Sistema Solar y forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
La estrella conocida más cercana a Xi Bootis ye Gliese 526, distante 6,9 años lluz.
La estrella principal del sistema, Xi Bootis A (GJ 566 A), ye una nana mariella de tipu espectral G8V, daqué más fría y menos lluminosa qu'el Sol. La so temperatura superficial ye de 5130 K y la so lluminosidá ye la metá de la que tien el Sol. La so masa (ente 0,90 y 0,94 mases solares) y el so radiu (0,89 radios solares) revelen una estrella daqué más pequeña que'l Sol, pero que la so edá paez ser significativamente menor, entendida ente 60 y 1000 millones d'años. Presenta intensa actividá cromosférica y ye una estrella variable BY Draconis, con una variación de 0,15 magnitúes a lo llargo d'un ciclu de 10,137 díes.
La estrella secundaria, Xi Bootis B (GJ 566 B), ye una nana naranxa de tipu K4V con una masa en redol al 70% de la masa solar y un radiu'l 71% de la solar. La so lluminosidá ye namá'l 6,1% de la del Sol. La separación ente dambes estrelles fluctúa ente 16,5 y 50,7 UA nuna órbita escéntrica na qu'empleguen unos 152 años en completar.
Pequenes variaciones na velocidá orbital de Xi Bootis B pueden debese a la esistencia d'un tercer cuerpu con una masa ente 1 y 9 vegaes la masa de Xúpiter orbitando alredor d'esta estrella.
Xi Canis Majoris
Xi Canis Majoris (ξ CMa) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Can Mayor:
Xi Capricorni
Xi Capricorni o Xi2 Capricorni (ξ Cap / 2 Capricorni / HD 191862) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +5,85.
Alcuéntrase a 91 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Xi Capricorni ye una nana mariella de tipu F7V que, como'l Sol, llogra la so enerxía de la fusión nuclear del hidróxenu.
Con una temperatura superficial de 6353 K, ye unos 575 K más caliente que'l Sol, siendo les sos carauterístiques físiques bien similares a les de Asellus Primus (θ Boötis) o a les de ι Piscium, magar se topa al doble de distancia qu'estos dos estrelles.
Tien una lluminosidá 2,7 vegaes mayor que la del Sol y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 11 km/s.
El so metalicidá ye inferior a la solar ([Fe/H] = - 0,17).
La so masa ye un 19% mayor que la masa solar, envalorándose la so edá ente 2500 y 4780 millones d'años.
Xi Capricorni paez formar un sistema binariu ampliu con HIP 99550 (LP 754-50), nana colorada de tipu M0Vk y magnitú +11,3, que la so masa averada sería de 0,55 mases solares. La separación ente dambes estrelles envalórase en 28.300 ± 300 UA y el periodu orbital pue ser de 3,7 millones d'años.
Xi Centauri
Xi Centauri (ξ Cen) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Centaurus:
Xi Ceti
Xi Ceti (ξ Cet) puede referise a dos estrelles distintes na constelación de Cetus, la bisarma marina:
Xi Coronae Borealis
Xi Coronae Borealis (ξ CrB / 19 Coronae Borealis / HD 147677) ye una estrella na constelación de Corona Boreal.
De magnitú aparente +4,86, alcuéntrase a 184 años lluz del Sistema Solar.
Xi Coronae Borealis ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo ente 4853 y 4978 K.
Ye 36 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un diámetru 8 vegaes más grande qu'el diámetru solar; esta última cifra ye discreta pa una estrella de les sos carauterístiques, siendo'l tamañu de Xi Coronae Borealis daqué inferior al de Pólux (β Geminorum) o Wei (ε Scorpii), dos xigantes asemeyaes cercanes al Sistema Solar.
Xi Coronae Borealis esibe un conteníu metálico comparable a la cortil: diverses fontes asígnen-y un índiz de metalicidá [Fe/H] ente -0,08 y +0,10.
Con una masa envalorada de 2,3 mases solares, ye una estrella del discu finu al igual que'l Sol.
Xi Coronae Borealis tien una compañera estelar visualmente a 16 segundos d'arcu, lo qu'equival a una separación proyeutada de 900 UA.
Xi Cygni
Xi Cygni (ξ Cyg / 62 Cygni / HD 200905) ye una estrella de la constelación de Cygnus. La so magnitú aparente ye +3,72, y alcuéntrase a aprosimao 1200 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Xi Cygni ye una superxigante naranxa de tipu espectral K4.5 con una temperatura superficial de 4007 K. Con un radiu 200 vegaes mayor qu'el del Sol, equivalente a 1 UA, si topar nel centru del Sistema Solar la so superficie llegaría hasta la órbita terrestre. La so velocidá de rotación foi midida —alredor de 3,4 km/s—, magar ésti ye una llende inferior al desconocese l'enclín del so exa de rotación al respective de la Tierra. Dáu l'enorme tamañu de la estrella, emplega siquier 8 años en completar una vuelta. La so bayura en metales ye baxa, siendo'l so conteníu en fierro —en rellación al hidróxenu— malapenes un 35% de la solar. Ye 9400 vegaes más lluminosa qu'el Sol y la so masa envalórase ente 8 y 10 mases solares.
Empezando la so vida como una estrella de tipu B1 de la secuencia principal fai 30 millones d'años, ta yá próximu'l términu de los sos díes como una nana blanca masiva o esplotando como una supernova, pos la so masa ta na llende ente unu o otru desenllaz.
Xi Hydrae
Xi Hydrae (ξ Hya / HD 100407 / HR 4450) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +3,54.
Xuntu a β Hydrae, en China yera conocida como Tsing Kew, «la llomba verde». 
Xi Hydrae ye una estrella xigante mariella de tipu espectral G7III con una temperatura efectivo de 4950 K. La so lluminosidá ye unes 60 vegaes mayor que la lluminosidá solar. Tien un radiu 10 vegaes más grande qu'el del Sol y la so masa ye 3,3 vegaes la d'ésti.
Estudios nel campu de la astrosismoloxía demostraron que, al igual que'l Sol, la superficie de Xi Hydrae muévese de riba a embaxo produciendo ondes sonores; el so comportamientu asemeyar al d'un gran preséu musical «ultrabajo».
Les oscilaciones detectaes na superficie de la estrella tienen período d'unes 3 hores y amplitúes de velocidá d'hasta 2 m/s. Fueron detectaes hasta 12 frecuencies significatives colos sos correspondientes periodos; en cuatro d'ella la amplitú supera 1 m/s. A pesar de qu'estes amplitúes son, como cabo suponer por ser una estrella xigante, enforma mayores que les del Sol —del orde de 15 - 20 cm/s—, son menores que les esperaes teóricamente.
Xi Pegasi
Xi Pegasi (ξ Peg / ξ Pegasi / 46 Pegasi) ye una estrella binaria na constelación de Pegasu de magnitú aparente +4,20. Alcuéntrase a 53 años lluz del Sistema Solar y ye miembru del grupu de Wolf 630.
La componente principal del sistema, Xi Pegasi A (LHS 3851 / GJ 872 A), ye una nana mariella de tipu espectral F7V más caliente y lluminosa qu'el Sol. Tien una temperatura superficial de 6167 ± 36 K y una lluminosidá 4,7 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Más masiva que'l Sol, con una masa ente 1,2 y 1,3 mases solares, Xi Pegasi A paez ser en realidá una subxigante d'unos 5000 millones d'años d'edá.
La midida precisa del so diámetru angular col interferómetro CHARA —1,091 ± 0,008 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so diámetru, resultando ser ésti un 91% más grande qu'el radiu solar.
Nun se detectó escesu na radiación infrarroxo emitida nin a 24 nin a 70 μm, lo que paez refugar la presencia d'una cantidá significativa de partícules de polvu alredor de la estrella.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de ι Piscium o Asellus Primus (θ Bootis), dambes tamién a una distancia asemeyada de la Tierra.
La so bayura relativa de fierro ([Fe/H] = -0,26) ye aprosimao la metá que nel Sol, pero elemento como neodimiu, manganesu y cobre son entá más deficitarios; el conteníu relativo d'esti últimu metal equival a una quinta parte del esistente nel Sol.
La so relativa proximidá según les sos carauterístiques físiques fixeron que Xi Pegasi fuera escoyida pol proyectu Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de posibles planetes terrestres orbitando en redol a ella.
Xi Pegasi B (LHS 3852 / GJ 872 B) ye una nana colorada de tipu espectral M1 y magnitú +11,7.
Visualmente a unos 11 segundos d'arcu de la primaria, la distancia real ente los dos componentes ye de siquier 180 UA.
Xi Phoenicis
Xi Phoenicis (ξ Phe / HD 3980 / HR 183) ye una estrella variable na constelación de Fénix.
De magnitú aparente media +5,71, alcuéntrase a 213 años lluz de distancia del Sistema Solar.
De tipu espectral Ap, Xi Phoenicis ye una estrella peculiar con sobreabundancia de ciertos elementos químicos y con un intensu y variable campu magnéticu.
N'el so superficie detéctense manches de neodimiu, europiu y litiu, esibiendo tamién un eleváu conteníu de manganesu, típicu d'estrelles de mercuriu-manganesu más calientes.
El so campu magnéticu efectivu  algama'l valor de 1202 G.
Anque les sos carauterístiques son bien similares a les de les estrelles roAp —como 10 Aquilae—, a diferencia d'éstes nun esperimenta pulsaciones.
Xi Phoenicis tien una temperatura efectivo de 8240 K y relluma con una lluminosidá 20 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar, rota con una velocidá de 15 km/s, lo que da llugar a un periodu de rotación de 3,95 díes.
La so masa dobla la del Sol y tien una edá envalorada de 676 millones d'años, polo que s'atopa na metá de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Xi Scorpii
Grafíes (ξ Sco/ξ Scorpii) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Scorpius.
El primer grupu, más brillosu, ta compuestu por Xi Scorpii A, B, y C. A y B tán dixebraes por 0,76 segundos d'arcu y orbitan alredor d'un centru común cada 46 años. El componente C alcuéntrase, orbitando, a 7,6 segundos d'arcu del par A-B.
El segundu grupu ta compuestu por Xi Scorpii D y Y a una distancia una d'otra de 11,5 segundos d'arcu.
Xi Serpentis
Xi Serpentis (ξ Ser / 55 Serpentis / HD 159876 / HR 6561) ye una estrella na constelación de Serpens. Magar tener la denominación de Bayer «"Xi"», decimocuarta lletra del alfabetu griegu, ye la cuarta estrella más brillosa na constelación, detrás de Unukalhai (α Serpentis), η Serpentis y μ Serpentis.
Ensin nome propiu habitual, en China yera conocida como Nan Hae, el Mar del Sur».
Asitiada en Serpens Cauda —la cola de la culiebra—, tien magnitú aparente +3,54.
Asitiada a 105 años lluz de distancia del Sistema Solar, Xi Serpentis ye una estrella blancu-mariella de tipu espectral F0, clasificada como xigante o subxigante. Con una temperatura superficial de 7100 K, relluma con una lluminosidá 31 vegaes mayor que la del Sol y tien un radiu 3,7 vegaes mayor qu'el radiu solar. De lenta rotación, con una velocidá ecuatorial igual o mayor de 32 km/s, completa una vuelta en menos de 5,8 díes. Catalogada como estrella peculiar, la so composición química ye, sicasí, asemeyada a la solar, esceición fecha pol baxu conteníu de carbonu. La so masa ye aprosimao'l doble que la del Sol y la so edá envalórase nunos 1100 millones d'años. Tamién foi clasificada como una variable Delta Scuti, asemeyáu a Caph (β Cassiopeiae).
Xi Serpentis ye, amás, una estrella binaria espectroscópica que la so acompañante tien un periodu de 2,29 díes, lo qu'equival a una separación ente dambes de namái 0,05 UA.
Xi Tauri
Xi Tauri (ξ Tau / 2 Tauri / HD 21364) y tradicionalmente conocida como Ushakaron ye un sistema estelar de la constelación de Tauru de magnitú aparente +3,73. Alcuéntrase a 222 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Catalogada como estrella de tipu espectral B9V, Xi Tauri ye en realidá un sistema estelar cuádruplu que consta d'una estrella triple orbitada por una cuarta componente.
La estrella triple paez tar formada por una binaria cercana compuesta por dos estrelles blancu-azulaes de tipu B9V que'l so periodu orbital ye de 7,15 díes. Alredor d'esti par interior muévese una estrella daqué más caliente —de tipu B8V— qu'emplega 145 díes en completar el so órbita. Cuidao que la lluz de los trés estrelles nun pudo ser dixebrada, nun se conocen con exactitú los parámetros individuales de caúna d'elles. La separación real ente les componentes del par interior pue ser de 0,13 UA, ente que la estrella B8 taría asitiada a 1,1 UA de la binaria.
La cuarta estrella que completa'l sistema, afayada por interferometría, ye d'octava magnitú y tópase visualmente a delles décimes de segundu d'arcu de la estrella triple. Separada d'ella unes 50 UA, emplega aprosimao un sieglu en completar la so órbita. Tien una masa de 1,25 mases solares, lo que correspuende a una nana blancu-mariella de tipu F.
Xi1 Canis Majoris
Xi1 Canis Majoris (ξ CMa / 4 Canis Majoris) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,33.
Comparte la denominación de Bayer «"Xi"» cola ξ Canis Majoris, los dos dixebraes visualmente 51 minutos d'arcu. Físicamente nun tán rellacionaes, yá que Xi1 Canis Majoris alcuéntrase aprosimao a 1380 años lluz del Sistema Solar, ente que Xi2 Canis Majoris ta a un terciu de felicidá alloña.
Xi1 Canis Majoris ye una subxigante blancu-azulada de tipu espectral B0.7IV.
La so temperatura efectivo ye de 27.000 - 27.720 K y relluma con una lluminosidá bolométrica —en toles llonxitúes d'onda— 25.100 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Con un radiu 7,1 vegaes más grande qu'el del Sol, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada ente 10 y 20 km/s, lenta pa una estrella de les sos carauterístiques.
Xi1 Canis Majoris presenta una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,18).
Tien una masa de 12,5 mases solares y una edá de 23,6 millones d'años.
Al ser tan masiva, va rematar la so vida españando violentamente en forma de supernova.
Ye posible que Xi1 Canis Majoris sía una variable del tipu Beta Cephei, anque la so variabilidá nun ta oldeada.
Per otra parte, tien un campu magnéticu que deteutóse per primer vegada en 2006. Otres variables Beta Cephei onde se detectaron campos magnéticos son β Cephei —prototipu del grupu— y V2052 Ophiuchi.
Xi1 Ceti
Xi1 Ceti (ξ Cet / 65 Ceti / HD 13611) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,37. Anque comparte la denominación de Bayer "Xi" con Xi2 Ceti, nun esiste rellación física ente los dos estrelles. Ente que Xi1 Ceti alcuéntrase a 362 años lluz del Sistema Solar, Xi2 Ceti ta a daqué más de la metá d'esa distancia.
Xi1 Ceti ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 4,50 años. La componente principal, Xi1 Ceti A, ye una superxigante o xigante lluminosa de tipu espectral G8, con una temperatura efectivo de 5100 K y una lluminosidá 190 vegaes mayor que la solar. La componente menos brillosa, Xi1 Ceti B, ye 30 vegaes más lluminosa qu'el Sol, polo que tien de ser una estrella blanca de la secuencia principal de tipu A2. La edá del sistema envalórase nunos 300 millones d'años. La separación ente los dos estrelles, midida per aciu tapecimientu llunar, ye de 0,012 segundos d'arcu, lo qu'equival a un radiu orbital de 4,8 UA.
Per otra parte, Xi1 Ceti A ye una estrella de bariu «leve». Cuidao que nesti tipu d'estrelles la bayura de bariu acomuñar a la contaminación proveniente d'una compañera qu'evolucionó enantes y agora ye una nana blanca, cabo la posibilidá de qu'esista una tercera componente (entá non detectada) nel sistema.
Xi2 Canis Majoris
Xi2 Canis Majoris (ξ CMa / 5 Canis Majoris / HD 46933) ye una estrella na constelación del Can Mayor de magnitú aparente +4,53. Comparte la denominación de Bayer «"Xi"» cola estrella ξ Canis Majoris, los dos dixebraes visualmente 51 minutos d'arcu. Físicamente nun tán rellacionaes, tando Xi2 Canis Majoris asitiada a 413 años lluz del Sistema Solar, ente que Xi1 Canis Majoris ta tres veces más alloñada.
Xi2 Canis Majoris ye una estrella blanca catalogada como xigante de tipu espectral A0III o como estrella de la secuencia principal de tipu A0 V. Los sos parámetros de tamañu, con un radiu 6,5 vegaes mayor qu'el radiu solar, y de lluminosidá, 257 vegaes superior a la del Sol, paecen afaese meyor a los d'una estrella xigante; comparativamente ye 5 vegaes más lluminosa que 109 Virginis, estrella tamién de tipu A0 y de la secuencia principal.
Xi2 Canis Majoris ye una estrella considerablemente más caliente que'l Sol, con una temperatura efectivo de 9105 K. La so velocidá de rotación, 138 km/s, ye 65 vegaes mayor que la solar.
Xi2 Centauri
Xi2 Centauri (ξ Cen / HD 113791 / HR 4942) ye un sistema estelar de magnitú aparente +4,26 encuadráu na constelación de Centauru.
El nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos asitia a esti sistema a 467 años lluz del Sistema Solar.
Anque nel pasáu consideróse-y miembru del subgrupu «Centaurus Inferior-Crux», dientro de la Asociación estelar Scorpius Centaurus, anguaño piénsase que ye una estrella del «Cinturón de Gould».
La componente principal de Xi2 Centauri ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B1.5V.
Con una temperatura efectivo de 21.000 K, tien una lluminosidá 2609 vegaes mayor que la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 25 km/s.
La so masa ye aprosimao 7,6 vegaes mayor que la masa solar, per debaxo de la llende a partir del cual les estrelles acaben españando como supernoves.
Esta estrella ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu de 7,6497 díes, siendo la órbita moderadamente escéntrica (ε = 0,35).
A 25 segundos d'arcu de Xi2 Centauri puede reparase una tercer estrella de magnitú +9,41 que tamién forma parte del sistema.
Xi2 Ceti
Xi2 Ceti (ξ Cet / 73 Ceti / HD 15318) ye una estrella na constelación de Cetus de magnitú aparente +4,28. Anque comparte la denominación de Bayer "Xi" con Xi1 Ceti, nun esiste rellación física ente los dos estrelles. Ente que Xi2 Ceti alcuéntrase a 193 años lluz del Sistema Solar, Xi1 Ceti ta casi al doble de distancia.
Xi2 Ceti ye una estrella blancu-azulada catalogada como xigante de tipu espectral B9III.
Con una temperatura efectivo de 10.420 K, la so lluminosidá —incluyendo la radiación emitida como lluz ultravioleta— ye 74 vegaes mayor que la solar.
El so radiu, 2,6 vegaes más grande qu'el radiu solar, según la teoría d'estructura estelar, amuesen que Xi2 Ceti, más qu'una xigante, ye una estrella de la secuencia principal con una edá averada de 225 millones d'años.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 57 km/s y el so periodu de rotación ye igual o menor de 2,6 díes.
Xi2 Ceti amuesa ciertes peculiaridaes na so composición elemental. La so bayura relativa de fierro paez ser un 45% más elevada que nel Sol, ente que'l conteníu de calciu ye la metá que na nuesa estrella.
Pela so parte, la bayura de heliu correspuende aprosimao a 2/3 de l'atopada nel Sol.
XO-1
XO-1 (BD+28 2507 / TYC 2041-1657-1) ye una estrella na constelación de Corona Boreal de magnitú aparente +11,32. Visualmente ta asitiada a 100 minutos d'arcu de ι Coronae Borealis en dirección a la constelación de Serpens. Dende 2006 conozse la esistencia d'un planeta estrasolar n'órbita alredor d'esta estrella.
Al nun esistir midida de paralax, la distancia de XO-1 respectu al Sistema Solar ye incierta, cifrándose en 650 ± 65 años-lluz.
XO-1 ye una nana mariella de tipu espectral G1V y 5750 K de temperatura asemeyao al Sol. Tien una masa prácticamente igual a la masa solar y el so radiu ye daqué más pequeñu, equivalente al 93% del radiu solar.
El so metalicidá, basada na bayura de fierro, ye cimeru a la del Sol ([Fe/H] = +0,015). Otra manera, los conteníos relativos de sodiu, siliciu y níquel son menores que los de la nuesa estrella.
El planeta estrasolar, denomináu XO-1 b, afayóse en 2006 pol métodu del tránsitu astronómicu nel marcu del Proyectu XO.
Tien una masa equivalente al 90% de la masa de Xúpiter y un diámetru un 18% mayor qu'el d'esti planeta.
Completa una órbita en redol a XO-1 en pocu menos de 4 díes a una distancia de namái 0,0488 UA, siendo, poro, un planeta del tipu «Xúpiter caliente».
Mientres el tránsitu'l planeta clisa llixeramente a la estrella, produciéndose un amenorgamientu nel rellumu de la mesma de ≈ 2%.
XX Centauri
XX Centauri (XX Cen / HD 118769 / HIP 66696) ye una estrella variable na constelación de Centauru de magnitú aparente media +7,82, nun siendo por tantu visible a simple vista.
La so distancia envalorada al Sistema Solar ye d'aprosimao 4600 años lluz.
XX Centauri pertenez al grupu de les cefeides, variables caracterizaes por amosar una estrecha rellación ente el so periodu d'oscilación y la so magnitú absoluta, tipificaes por η Aquilae o Mekbuda (ζ Geminorum). Más tenue qu'éstes, el rellumu de XX Centauri varia ente magnitú aparente +7,30 y +8,31 a lo llargo d'un periodu de 10,9535 díes. De tipu espectral F7/F8II, la so temperatura efectivo ye de 5260 - 6020 K. Tien un radiu 58 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa envalorada 3,3 vegaes mayor que la del Sol. El so metalicidá -bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu- ye un 25% superior al del Sol, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
XX Centauri ye una estrella binaria espectroscópica con un periodu orbital de 924,1 díes.
XX Cephei
XX Cephei (XX Cep / HD 222217 / HIP 116648) ye una estrella variable na constelación de Cepheus de magnitú aparente +9,21. Alcuéntrase a 314 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
XX Cephei ye un sistema estelar triple compuestu por una estrella binaria cercana y un tercer oxetu del qu'apenes nada se conoz. La estrella binaria ye una binaria eclipsante de tipu Algol (β Persei); el so movimientu alredor del centru de mases común produz un cambéu periódicu nel tiempu que tarda la so lluz en llegar hasta nós. El so periodu orbital paez ser de 53,5 años, magar esti valor nun ye concluyente.
La componente principal de la estrella binaria ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A4V y 8500 K de temperatura. Rota con una velocidá de 44 - 47 km/s, lo que concuerda cola esistencia de rotación síncrona pa dambes componentes. Tien una masa de 1,92 mases solares y un radiu 2,07 vegaes más grande qu'el del Sol.
Pela so parte, la estrella qu'acompaña a la estrella A4, con una temperatura de 4555 K, paez ser una estrella de tipu K tempranu. Anque la so masa ye aprosimao un terciu de la del Sol, el so radiu equival a 2,32 vegaes el radiu solar, tando asitiada nel diagrama de Hertzsprung-Russell percima de la secuencia principal.
XY Leonis
XY Leonis (XY Lleo / HIP 49136 / BD+18 2307) ye una estrella variable na constelación de Lleo. Visualmente a 1,5º de η Leonis, la so separación respeutu al Sistema Solar ye de 166 años lluz.
XY Leonis ye un sistema estelar cuádruplu, constituyíu por dos estrelles binaries. La binaria principal ye una estrella binaria de contactu —los dos componentes tópense tan próximes que lleguen a tocase o fundise, compartiendo la so capa esterior de gas—, compuesta por dos estrelles naranxes de tipu K que'l so periodu orbital ye de namái 0,2841 díes (6,818 hores).
Les mases respectives son de 0,76 y 0,46 mases solares.
La lluminosidá de caúna de les componentes ta llixeramente percima del 20% de la lluminosidá solar; la estrella de menor masa relluma con una mayor lluminosidá que la que cabría esperar pa una estrella de la secuencia principal.
El par constitúi una binaria eclipsante del tipu W Ursae Majoris, bazcuyando'l so rellumu ente magnitú aparente +9,45 y +9,93.
La otra estrella binaria ta formada por dos nanes coloraes, envalorándose la so masa conxunto en 0,98 mases solares.
Ye una variable BY Draconis qu'amuesa una acusada actividá cromosférica. 
Completa una vuelta alredor de la binaria eclipsante cada 19,6 años, siendo la separación real ente dambes binaries de 9,6 ~ UA.
XY Lyrae
XY Lyrae (XY Lyr) ye una estrella variable asitiada na constelación de Llira.
Alcuéntrase aprosimao a 526 pársecs o 1720 años lluz del Sistema Solar.
XY Lyrae ta catalogada como xigante colorada lluminosa de tipu espectral M4-5II-III.
La so temperatura superficial máxima ye de 3350 K.
Tien una lluminosidá bolométrica —qu'inclúi la lluz infrabermeyo, que ye la rexón del espectru na cual radia la mayor parte de la so enerxía— casi 17.000 vegaes mayor que la del Sol.
El so radiu, calculáu por modelos teóricos, ye unes 380 vegaes más grande qu'el del Sol. Esta cifra concuerda cola llograda a partir de la midida directa del so diámetru angular —6,90 ± 0,30 milisegundos d'arcu—, equivalente a 391 radios solares.
Sicasí, nun ye una estrella especialmente masiva; anque la so masa ye incierta, ésta envalórase nunes 2,3 mases solares.
La variabilidá d'esta xigante colorada foi reseñada per vegada primera en 1919 por T.H.Y.C. Espin.
Catalogada como variable irregular pulsante de tipu LC, el so rellumu varia ente magnitú aparente +5,80 y +6,35.
Detectóse un posible período de 122 díes.
XY Persei
XY Persei (XY Per / HD 275877 / HIP 17890) ye una estrella binaria na constelación de Perséu de magnitú aparente +9,44. Alcuéntrase aprosimao a 1130 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal del sistema XY Persei ta catalogada como xigante lluminosa de tipu espectral A2II.
Ye una estrella Herbig Ae, una estrella pre-secuencia principal en fase de crecedera entá incorporando material del esterior.
Con una temperatura efectivo de 9750 K, tien una masa 2,8 vegaes mayor que la del Sol y la so lluminosidá actual ye 86 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 200 km/s.
El so metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— paez ser daqué más alzada que la solar ([Fe/H] ≈ +0,80).
Tocantes a la estrella acompañante, paez ser de tipu A2-A5. Alcuéntrase visualmente a 1,33 segundos d'arcu de XY Persei A.
XY Persei ye una variable Orión que les sos variaciones de lluminosidá son irregulares y eruptives.
La amplitú de la variación ye de 1,2 magnitúes.
XY Pyxidis
XY Pyxidis (XY Pyx) ye un sistema estelar asitiáu na constelación de Pyxis, la brúxula.
Tien magnitú aparente +5,74 y alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, a 920 ± 149 años lluz del Sistema Solar.
La componente principal de XY Pyxidis ye una estrella de la secuencia principal blancu-azulada de tipu espectral B3V.
Tien una temperatura superficial de 18.700 K y relluma con una lluminosidá 2060 vegaes superior a la del Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 158 km/s.
La so masa ye 6,7 ± 0,1 vegaes mayor que la masa solar y tien una edá averada de 26,3 millones d'años.
La estrella secundaria, resuelta per aciu interferometría de moteáu, ta dixebrada 0,100 segundos d'arcu de la primaria. La so magnitú aparente ye +6,95.
Piénsase que, de la mesma, la estrella primaria ye una binaria espectroscópica.
El sistema constitúi una binaria eclipsante con un periodu de 0,923 díes, siendo l'amplitú de la variación de 0,069 magnitúes.
Y Camelopardalis
Y Camelopardalis (Y Cam / HIP 37440 / BD+76 286) ye una estrella variable na constelación de Camelopardalis, la xirafa.
De magnitú aparente media +10,50, alcuéntrase a una incierta distancia del Sistema Solar de cerca de 2200 años lluz. 
Y Camelopardalis ye una estrella binaria con un periodu orbital de 3,3057 díes.
La componente principal ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A7V y una temperatura efectivo de 7219 K.
La so lluminosidá ye 20,9 vegaes mayor que la lluminosidá solar y tien un radiu casi tres veces más grande qu'el del Sol.
Tamién ye daqué más masiva que'l Sol, con una masa de 1,70 mases solares.
L'acompañante ye una subxigante naranxa de tipu K1IV con una temperatura de 4507 K.
3,2 vegaes más lluminosa que'l Sol, el so radiu ye casi idénticu al del so brillosu compañera, pero la so masa supón namá'l 40% de la masa solar.
El periodu orbital del sistema amuesa variaciones al llargu plazu, que pueden debese a la presencia d'un tercer oxetu.
Esti hipotéticu oxetu completaría una órbita alredor de la binaria cercana cada 50,301 dias, siendo la escentricidá de la órbita ε = 0,38.
El sistema constitúi una variable eclipsante bien asemeyada, por casu, a R Canis Majoris.
Nel eclís principal el so rellumu mengua 1,75 ente que nel eclís secundariu la cayida de rellumu ye d'apenes 0,10 magnitúes.
Y Leonis
Y Leonis (Y Lleo / HIP 47178 / SAO 80927) ye una estrella binaria de magnitú aparente +10,07.
Encuadrada na constelación de Lleo, visualmente alcuéntrase unos 2,5º al este de Al Minliar al Asad (κ Leonis).
Ta aprosimao a 980 años lluz del Sistema Solar.
Y Leonis ye una binaria cercana «semidesprendida» según una binaria eclipsante.
Mientres el eclís principal el rellumu del sistema mengua 3,11 magnitúes.
El so periodu orbital ye de 1,68610 díes y paez ser variable.
El planu orbital ye perpendicular al planu del cielu.
La componente principal ye una estrella blanca de tipu espectral A3 o A5V que contribúi col 89% de la lluminosidá del sistema.
Tien una masa de 1,9 mases solares y un radiu un 90% más grande qu'el del Sol.
La naturaleza de la componente secundaria nun ye bien conocida; diverses fontes considerar una subxigante de tipu K6IV-G9IV.
Tien el 29% de la masa de la so compañera equivalente al 56% de la masa solar—, con un radiu que ye 2,2 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La estrella principal ye, amás, una variable Delta Scuti con un periodu de 0,696 hores.
Y Ophiuchi
Y Ophiuchi (Y Oph / HD 162714 / HR 6661) ye una estrella na constelación de Ophiuchus. 
Ye una variable cefeida —asemeyáu a δ Cephei o a Mekbuda (ζ Geminorum)— que'l so rellumu bazcuya ente magnitú aparente +5,87 y +6,46 nun periodu de 17,1241 díes.
Observaciones llevaes a cabu a lo llargo de dos décades constataron que la amplitú de la curva de lluz d'esta cefeida mengua col tiempu.
Y Ophiuchi ye una superxigante de tipu espectral mediu F8Iab con una temperatura efectivo d'aprosimao 5410 K.
De gran tamañu, tien un radiu entendíu ente 86 y 94 vegaes el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 4 km/s.
Tien una masa 5,8 vegaes mayor que la del Sol.
Presenta un conteníu metálico comparable a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Al igual que l Carinae o RS Puppis, Y Ophiuchi tópase arrodiada por una envoltura circumestelar que contribúi aprosimao col 5% del fluxu total.
La so distancia respeutu al Sistema Solar, basada na rellación ente les variaciones de color y del diámetru angular, ye d'aprosimao 1940 años lluz.
Y Piscium
Y Piscium (Y Psc) ye una estrella variable na constelación de Piscis, visualmente asitiada a pocu más de 2º al nordés de θ Piscium.
La so magnitú aparente máxima, en banda B, ye +9,60.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos, Y Piscium alcuéntrase a una incierta distancia de 800 pársecs (2600 años lluz), anque'l error na midida ye igual al valor de la mesma midida.
Y Piscium ye una binaria espectroscópica con un periodu de 3,7658 díes.
La estrella primaria ye una estrella blanca de tipu espectral A3 con una lluminosidá 65 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa ente 2,05 y 2,80 mases solares y un radiu ente 2 y 3,1 radios solares.
La estrella secundaria ye una subxigante naranxa de tipu K0IV.
La so lluminosidá ye 8,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar, anque apenes contribúi col 11% a la lluminosidá conxunta del sistema.
Con una masa inferior a la solar —ente'l 53% y el 70% d'ésta—, el so radiu ye ente 3,6 y 4,0 vegaes más grande qu'el del Sol.
Y Piscium ye una binaria eclipsante, non bien distinta a Alphecca (α Coronae Borealis) o a Y Camelopardalis.
Mientres el eclís principal, el rellumu de Y Piscium mengua 3 magnitúes, ente que nel secundariu l'amenorgamientu de rellumu nun ye perceptible.
Y Sagittarii
Y Sagittarii (Y Sgr / HD 168608 / HR 6863) ye una estrella variable na constelación de Saxitariu. 
Ye una variable cefeida de magnitú aparente media +5,77, la tercera más brillosa nesta constelación dempués de X Sagittarii y W Sagittarii.
La midida de la so paralax per aciu el Telescopiu Espacial Hubble asitia a Y Sagittarii a 1530 años lluz de distancia del Sistema Solar.
El rellumu de Y Sagittarii bazcuya ente magnitú aparente +5,25 y +6,24 nun periodu de 5,7736 díes. De tipu espectral mediu F8II, la so temperatura efectivo ye de 5370 K. Tien un radiu 50 vegaes más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 16 km/s.
Tien una masa envalorada 6 vegaes mayor que la del Sol. El so conteníu metálico ye similar a la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,05.
Tocantes a otros metales evaluaos, amuesa cierta sobreabundancia de cobre, cinc, itriu y sodiu; el nivel d'esti últimu elementu ye casi'l doble que nel Sol ([Na/H] = +0,27).
Esiste evidencia de que Y Sagittarii puede constituyir una estrella binaria espectroscópica. Suxurióse un periodu orbital pal sistema del orde de 10.000 - 12.000 díes; sicasí, posteriores estudios qu'asumen una escentricidá cero pa la órbita, nun pudieron atopar una solución orbital convincente.
Y Sextantis
Y Sextantis (Y Sex / HD 87079 / HIP 49217) ye una estrella variable de la constelación de Sextans, el sestante.
Ta asitiada al otru llau del ecuador celeste al respective de α Sextantis, a pocu menos de 2º d'ésta.
Alcuéntrase a 361 años lluz del Sistema Solar.
Y Sextantis ye una binaria de contactu de tipu espectral F5-F6 o F8V. Nesti tipu de binaries cercanes, por cuenta de la so proximidá, les dos estrelles comparten les sos capes esteriores de gas, anque nel casu de Y Sextantis el contactu ye namái marxinal.
Les temperatures respectives de les componentes son 6650 y 6448 K.
La más caliente ye 4,3 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tien un radiu de 1,57 radios solares.
La rellación ente les mases de dambes componentes, "q", ye igual a 0,195.
Clasificada como variable W Ursae Majoris, la variabilidá de Y Sextantis foi reparada per primer vegada por Cuno Hoffmeister en 1934.
El so rellumu fluctúa ente magnitú aparente +9,83 y +10,21 a lo llargo del so periodu orbital de 0,4198 díes (10,075 hores).
Reparóse un amenorgamientu del periodu col tiempu, lo que s'interpretó como tresferencia de masa dende la estrella más masiva escontra la so compañera, o como perda de masa y de momentu angular per parte del sistema.
Una esplicación alternativa ye que dambes estrelles tengan ciclos magnéticos de resultes de la so rápida rotación.
Y Tauri
Y Tauri (Y Tau / HD 38307 / HR 1977) ye una estrella variable na constelación de Tauru. La so distancia al Sistema Solar ye de 735 pársecs (2400 años lluz).
Y Tauri ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV4 con una temperatura superficial de 2735 K.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles como'l Sol, el conteníu de carbonu supera al de oxíxenu; la rellación C/O en Y Tauri, mayor que la unidá, ye de 1,04.
Estes estrelles, nes últimes etapes de la evolución estelar, esperimenten una perda de masa estelar significativa; Y Tauri facer a razón de 1,6 × 10 mases solares per añu.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye casi 20.000 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Por aciu interferometría midióse'l so diámetru angular en banda K, siendo ésti de 8,58 ± 0,01 milisegundos d'arcu.
Otra midida, ésta tomada mientres un tapecimientu llunar, da un valor daqué inferior de 8,18 ± 0,16 milisegundos d'arcu.
Considerando la primera de les cifres, puede evaluase el so diámetru real de forma averada, resultando ser 680 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de Y Tauri varia ente magnitú aparente +6,50 y +9,20 nun periodu de 241,5 díes.
Yed Posterior
Yed Posterior (ε Ophiuchi / ε Oph / 2 Ophiuchi) ye una estrella na constelación de Ophiuchus de magnitú aparente +3,23. El nome de Yed Posterior tien un orixe mistu. La palabra "Yed" provién del árabe «mano», y la palabra "Posterior" provién del llatín «detrás», yá que sigue a Yed Prior (δ Ophiuchi) nel so movimientu al traviés del cielu. Al pie de ésta última forma una doble óptica, les dos estrelles asitiaes na mano d'Ophiuchus. Nun esiste rellación física ente dambes, tando Yed Prior asitiada a 170 años lluz del Sistema Solar, y Yed Posterior, más próxima, a 108 años lluz.
Yed Posterior ye una xigante mariellu-naranxa de tipu espectral G9.5IIIb con una temperatura efectivo de 4850 K. El so radiu, 11 vegaes más grande qu'el radiu solar, nun ye bien grande tratándose d'una estrella xigante, siendo la so lluminosidá 61 vegaes mayor que la del Sol. Ye deficiente en cianóxenu (CN), molécula característica de les atmósferes de xigantes de tipu G y K, lo qu'implica que pertenez a una población más antigua que la del Sol. Al igual qu'otres xigantes similares ye una fonte débil de rayos X.
La so masa ye unes tres veces mayor que la masa solar.
Una estrella de magnitú 12,4 a dos minutu d'arcu de Yed Posterior pue tar físicamente rellacionada con ella; si ye asina, la separación real ente dambes sería de siquier 3600 UA.
Yed Prior
Yed Prior (δ Ophiuchi / δ Oph / 1 Ophiuchi) ye una estrella na constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, de magnitú aparente +2,73. El nome de Yed Prior tien un orixe mistu. La palabra "Yed" procede del árabe «mano», y la palabra "Prior" provién del llatín «delantre», yá que preciede a Yed Posterior (ε Ophiuchi) nel so movimientu al traviés del cielu. Con ésta última forma una doble óptica, magar les dos estrelles nun tán rellacionaes físicamente, tando Yed Prior asitiada a 170 años lluz del Sistema Solar ente que Yed Posterior alcuéntrase a 108 años lluz.
Yed Prior ye una xigante colorada de tipu espectral M0.5III —nel estremu más caliente de les xigantes coloraes— con una temperatura efectivo de 3800 K.
El so radiu ye 58 vegaes más grande qu'el radiu solar y la so lluminosidá, incluyendo la radiación infrarroxo emitida, ye 630 vegaes mayor que la solar. Elementos químicos como fierro y nitróxenu son muncho más abondosos en Yed Prior que nel Sol; el conteníu del primeru ye doble que nel Sol, ente que'l conteníu del segundu casi triplica al atopáu na nuesa estrella, resultáu de procesos nucleares internos.
Yildun
Yildun ye'l nome de la estrella δ Ursae Minoris (δ UMi / 23 UMi / HD 166205 / HR 6789), asitiada na constelación boreal de la Osa Menor. El términu "Yildun", a diferencia de munchos nomes d'estrelles d'orixe árabe, vien de una palabra turca que significa precisamente «estrella».
Los nomes de Vildiur y Gildun, utilizaos tamién pa designar a δ Ursae Minoris, tienen el mesmu orixe.
Yildun ye una estrella blanca de la secuencia principal —n'el so nucleu produz la fusión de hidróxenu— de tipu espectral A1Vn y 9000 K de temperatura. La so lluminosidá ye 47 vegaes mayor que la del Sol y el so diámetru 2,8 vegaes más grande qu'el diámetru solar. La so velocidá de rotación, 174 km/s, ye muncho más rápida que la del Sol, completando un xiru en 19 hores —compárese colos 26 díes que tarda en faelo nuesa estrella—. Esto fai que les llinies nel so espectru apaezan borroses.
Yildun alcuéntrase a namái 3,5º del polu norte celeste; si nun tuviera Polaris (α Ursae Minoris) podría ser utilizada aceptablemente como Estrella Polar, yá que la so magnitú aparente ye +4,35. Ye circumpolar y visible dende prácticamente tol hemisferiu norte.
YY Coronae Borealis
YY Coronae Borealis (YY CrB / HD 141990 / HIP 77958 / SAO 64941) ye una estrella variable de magnitú aparente +8,64.
Encuadrada na constelación de Corona Boreal, ta a 300 años lluz del Sistema Solar.
YY Coronae Borealis ye una binaria de contactu, lo qu'implica que los sos dos componentes comparten la so capa esterior de gas, siendo'l tipu espectral de la estrella primaria F8V.
Ésta tien una masa de 1,34 mases solares y una temperatura efectivo de 6135 K. El so radiu ye un 33% más grande qu'el del Sol.
La estrella secundaria tien una cuarta parte de la masa de la so compañera, siendo la so temperatura de 6142 K.
El so radiu equival al 70% del radiu solar.
Dambes estrelles tán dixebraes ente sigo namái 0,012 UA o 2,63 radios solares.
El sistema esibe una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,20) y la so edá envalórase en 6300 millones d'años.
El so periodu orbital ye de namái 9,04 hores (0,3766 díes).
Como la práctica totalidá de binaries de contactu, YY Coronae Borealis constitúi tamién una binaria eclipsante —del tipu W Ursae Majoris—, que'l so rellumu mengua 0,49 magnitúes mientres el eclís principal.
YZ Canis Minoris
YZ Canis Minoris (YZ CMi / GJ 285 / HIP 37766 / LHS 1943) ye una estrella asitiada na constelación de Canis Minor.
Tien magnitú aparente +11,40, polo que nun ye visible a simple vista.
Alcuéntrase a pocu más de 19 años lluz del Sistema Solar. El so máximu acercamientu a la Tierra socedió fai 161.000 años, cuando pasó a una distancia de 10 años lluz.
YZ Canis Minoris ye una nana colorada de tipu espectral M4.5Ve con una temperatura superficial de 2975 K. Tien una lluminosidá bolométrica de 0,03 soles y la so masa equival al 28% de la que tien el Sol.
Con un radiu aprosimao igual al 30% del radiu solar, xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,5 km/s.
El so conteníu metálico ye asemeyáu al del Sol ([Fe/H] = +0,07).
Tien un fuerte fluxu magnético superficial, superior a 3900 G.
YZ Canis Minoris ye una estrella variable miembru al empar de los grupos UV Ceti —estrelles acandilantes— y BY Draconis. Como estrella acandilante ye similar a otres nanes coloraes de la nuesa redolada, como Proxima Centauri o la mesma UV Ceti, y foi estudiada profusamente. Les erupciones d'estrelles acandilantes na rexón de rayos X fueron detectaes per primer vegada en 1975 estudiando YZ Canis Minoris y UV Ceti.
Como variable BY Draconis amuesa variaciones na so lluminosidá acomuñaes a la rotación de la estrella, por cuenta de la esistencia de manches na so superficie o otru tipu d'actividá cromosférica. El so periodu de variación de 2,781 díes.
Les sos vecines más próximes son dos nanes coloraes, Ross 619, a 3,99 años lluz, y la Estrella de Luyten, a 7,07 años lluz de distancia.
YZ Ceti
YZ Ceti (LHS 138 / Gliese 54.1 / HIP 5643) ye una estrella na constelación de Cetus, la bisarma marina, que s'alcuentra en metá d'una llinia imaxinaria qu'una Deneb Kaitos (β Ceti) con τ Ceti.
Sicasí, la so magnitú aparente +12,10 fai que nun sela pueda reparar a simple vista.
Anguaño alcuéntrase a 12,1 años lluz de nós; a partir de los datos del satélite Hipparcos conozse que la so mínima separación al respective de nuesu Sistema Solar —7,9 años lluz— tuvo llugar fai 74.400 años.
YZ Ceti ye una nana colorada de tipu espectral M4.5V con una temperatura efectivo de 3105 ~ K.
Tien una masa envalorada de 0,14 mases solares y una lluminosidá visual —en condiciones normales— de 1/5000 soles. Ye una estrella acandilante al igual qu'otres nanes coloraes de la nuesa redolada, como Proxima Centauri, Wolf 359 o Luyten 726-8. Ello significa que sufre aumentos impredicibles na so lluminosidá y emisión de rayos X, bien acusaos en rellación a los parámetros normales.
Les sos vecines más próximes son Tau Ceti, nana mariella a 1,6 años lluz, el sistema estelar Luyten 726-8 a 3,6 años lluz, GJ 1002, nana colorada a 5,4 años lluz, y la Estrella de Van Maanen, nana blanca solitaria a 5,61 años lluz. 
YZ Persei
YZ Persei (YZ Per / HD 236979 / HIP 12302) ye una estrella variable na constelación del Perséu de magnitú aparente media +8,23.
Ye posible miembru de la Asociación estelar Perseus OB1 y la so distancia averada del Sistema Solar ye de 1780 parsecs (5800 años lluz).
YZ Persei ye una superxigante colorada de tipu espectral M2Iab con una temperatura efectivo de 3660 K.
Con un radiu 540 vegaes más grande qu'el radiu solar, ye una superxigante de grandes dimensiones similar a Antares (α Scorpii), pero'l so tamañu queda llueñe del de VY Canis Majoris o μ Cephei, dos de les estrelles más grandes de la galaxa. El radiu de YZ Persei equival a 2,5 UA; si tuviera nel llugar del Sol, les órbites de los primeros cuatro planetes —Marte inclusive— quedaríen englobaes nel interior de la estrella.
Consecuentemente ye una estrella bien lluminosa —la so magnitú absoluta bolométrica ye -7,0—, rellumando con una lluminosidá 51.000 vegaes superior a la del Sol.
Catalogada como una variable pulsante semirregular SRB, el rellumu de YZ Persei varia 1,9 magnitúes a o llargu d'un periodu de 378 díes.
Z Andromedae
Z Andromedae (HD 221650 / HIP 116287 / SAO 53146) ye una estrella variable na constelación d'Andrómeda, prototipu de les estrelles simbiótiques. De magnitú aparente media +10,59, alcuéntrase a 1420 años lluz de distancia de la Tierra. Les especiales carauterístiques del espectru de Z Andromedae, similar al de GK Persei y RS Ophiuchi, según la so variabilidá, fueron afayaes por Williamina Fleming en 1901.
Z Andromedae ye una estrella simbiótica, tipu de variables cataclísmicas que consisten nuna estrella binaria, onde una estrella caliente ioniza una cubierta de gas que vien de la estrella acompañante, una xigante colorada fría. Dientro d'esti tipu d'estrelles, esiste un subtipo llamáu estrelles Z Andromedae, del cual Z Andromedae ye l'arquetipu, amás de selo del conxuntu d'estrelles simbiótiques.
Mientres la mayor parte del tiempu, Z Andromedae ta inactiva y les úniques fluctuaciones nel so rellumu, de pequeña amplitú, correspuenden a la d'una variable semirregular de tipu espectral M6.5 con un periodu d'unos 700 díes. Sicasí, cada 10 o 20 años, Z Andromedae vuélvese bien activa, aumentando'l so rellumu unes 3 magnitúes. A los españíos de mayor amplitú, sígen-yos menores estallíos d'amplitú decreciente hasta que la estrella recupera l'aselu. Mientres los españíos la estrella faise más azul y l'espectru ta apoderáu pola componente caliente, de tipu espectral B.
El máximu rellumu rexistráu tuvo llugar nel españíu de 1939, cuando la estrella algamó magnitú +7,9. Parámetros básicos del sistema, como la masa de les componentes y l'enclín de la órbita son desconocíos, lo que torga'l desenvolvimientu de modelos teóricos sobre'l sistema.
Z Camelopardalis
Z Camelopardalis (Z Cam / TYC 4380-1032-1) ye una estrella variable cataclísmica na constelación de Camelopardalis —la xirafa—, prototipu d'una subclase de variables dientro de les novas nanes. Alcuéntrase a 530 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Z Camelopardalis ye una estrella binaria compuesta por una estrella mariella de tipu espectral G1 qu'abandonó la secuencia principal y una nana blanca. El periodu orbital del sistema ye de 7 hores y 21 minutos. La nana blanca zuca material rico en hidróxenu de la so compañera, que forma un discu de gas y polvu que xira al so alredor. Cada poques selmanes produzse una erupción que multiplica por 40 la so lluminosidá, cuando la inestabilidá causa que'l material impacte na superficie de la nana blanca. Z Camelopardalis ye'l prototipu d'una subclase de novas nanes —estrelles Z Camelopardalis— que mientres un periodu detener nun determináu rellumu per debaxo del so picu. Esti periodu puede estendese hasta más d'un añu, ensin qu'haya manera de saber cuando acaba esactamente.
Observaciones llevaes a cabu nel ultravioleta pol satélite GALEX dexaron ver una cubierta masiva arrodiando a Z Camelopardalis producida por una erupción miles de vegaes más brillosa, qu'evidencia que na nova nana tuvo una esplosión clásica de nova fai dellos miles d'años. Ello dexó, per vegada primera, rellacionar nuna mesma estrella una nova nana y una nova clásica.
Z Canis Majoris
Z Canis Majoris (Z CMa / HD 53179 / HIP 34042) ye un sistema estelar de magnitú aparente +9,85 na constelación del Can Mayor. Alcuéntrase a una distancia envalorada de 3000 años lluz respectu al Sistema Solar.
Z Canis Majoris nun sistema binariu de tipu espectral B8 resueltu por interferometría de moteáu nel infrarroxu cercanu en 1991.
Una de les componentes ye una estrella Herbig Ae/Be con una masa envalorada 12 vegaes mayor que la masa solar.
Ye 2400 vegaes más lluminosa qu'el Sol y tópase arrodiada por una envoltura de polvu.
Tien una temperatura efectivo de 10.000 K y la so lluminosidá ye 1300 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 13 vegaes más grande qu'el de Sol.
Asumiendo un únicu discu en redol a la estrella Herbig Ae/Be, la masa d'ésti pue ser de 7 ~ × 10 mases solares; amás, los modelos predicen un tamañu máximu de 1 ~ cm pa los granos de polvu.
La so forma podría ser la d'un toroide con un radiu internu de 2000 UA y un radiu esternu de 5000 UA. El so enclín sería de 30º dende la nuesa llinia de visión.
Asociáu al sistema binariu hai un «jet» xigante del tamañu d'un pársec. Observaciones de polarimetría amuesen que l'ángulu de posición de la polarización óptica llineal ye perpendicular a la exa del jet; ello significa que la lluz escapa de la envoltura de la estrella Herbige Ae/Be por cuévanos alliniaes con dichu exa y ye entós tremada escontra la llinia de visión del observador. Apocayá'l sistema esperimentó l'españíu más grande de los postreros 90 años.
Z Draconis
Z Draconis (Z Dra) ye una estrella variable na constelación de Draco, el dragón.
De magnitú aparente media +10,97 en banda B, la so variabilidá afayóse en 1903 por W. Ceraski.
Alcuéntrase, d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu del paralax midíu pol satélite Hipparcos —4,31 ± 1,28 milisegundos d'arcu—, aprosimao a 755 años lluz del Sistema Solar. 
Z Draconis ye una estrella binaria onde dambes componentes tán bien próximes ente sigo, constituyendo una «binaria semidesprendida»; ello implica qu'una de les estrelles llena la so lóbulu de Roche, tresfiriendo masa estelar a la so compañera o a un discu de acreción.
El tipu espectral conxuntu ye A5V, que correspuende a una estrella de la secuencia principal blanca asemeyada a Sheratan (β Arietis).
La componente principal tien una temperatura efectivo de 8678 K y una lluminosidá 12,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
El so radiu ye 1,56 vegaes más grande qu'el del Sol y tien una masa de 1,40 mases solares.
Pela so parte, la estrella acompañante, más fría, tien una temperatura de 4573 K.
Un 4% menos lluminosa que'l Sol, tien el mesmu tamañu qu'el so compañera pero la so masa apenes supón el 38% de la masa solar.
Z Draconis ye una binaria eclipsante —asemeyada a Algol (β Persei) o a ζ Phoenicis— que'l so rellumu mengua 3,30 magnitúes mientres el eclís principal y 0,20 magnitúes mientres l'eclís secundariu.
El periodu orbital ye de 1,3575 díes y tiende a aumentar col tiempu.
Z Lacertae
Z Lacertae (Z Lac / HD 214975 / HIP 111972) ye una estrella variable na constelación de Lacerta, asitiada visualmente 18 minutos d'arcu al este de V416 Lacertae.
Z Lacertae ye una cefeida que'l so rellumu varia ente magnitú aparente +7,88 y +8,93 a lo llargo d'un período de 10,8856 díes.
Tien tipu espectral mediu F6Ib y una temperatura efectivo de 5604 K.
Relluma con una lluminosidá media 600 vegaes superior a la lluminosidá solar.
Al igual qu'otres cefeides, ye una estrella de gran tamañu, siendo'l so radiu 68 vegaes más grande qu'el del Sol, lo qu'equival a 0,31 UA.
Ye, amás, una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 382,6 díes.
Z Lacertae presenta una bayura relativa de fierro llixeramente mayor que la solar, con un índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,10.
Sacante dellos elementos como manganesu y carbonu, menos abondosos que na nuesa estrella, los niveles del restu de los elementos evaluaos son mayores que nel Sol; dientro d'esos postreros, ye'l neodimiu el metal más «sobreabundante» ([Nd/H] = +0,34).
Z Lacertae tien una masa cuatro veces mayor que la masa solar y la so distancia respeutu al Sistema Solar ye d'aprosimao 6120 años lluz.
Z Piscium
Z Piscium (Z Psc) ye una estrella variable na constelación de Piscis. Alcuéntrase a una distancia averada de 1520 años lluz del Sistema Solar.
Z Piscium ye una estrella de carbonu de tipu espectral CV2 con una temperatura superficial de 3170 ± 130 K.
La so lluminosidá bolométrica —considerando toles llonxitúes d'onda— ye 5550 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La midida del so diámetru angular en banda K —4,91 ± 0,7 milisegundos d'arcu— dexa envalorar el so diámetru real, unes 250 vegaes más grande que la solar; dichu valor, al depender de la distancia, ye namái averáu.
Tocantes a la so masa, d'alcuerdu a modelos teóricos ésta pue ser de 1 o 2 mases solares.
Nes estrelles de carbonu, al contrariu que na mayor parte de les estrelles incluyendo al Sol, la bayura de carbonu ye mayor que la de oxíxenu; asina, la rellación carbonu-oxíxenu en Z Piscium ye de 1,014.
Amás, son estrelles qu'esperimenten una importante perda de masa estelar; Z Piscium facer a razón de 6,1 × 10 mases solares per añu.
Catalogada como variable semirregular SRB, el rellumu de Z Piscium varia ente magnitú aparente +8,8 y +10,1 nun periodu de 144 díes.
Z Vulpeculae
Z Vulpeculae (Z Vul) ye una estrella variable na constelación de Vulpecula, asitiada visualmente 44 segundos d'arcu al suroeste de 3 Vulpeculae.
El so rellumu varia ente magnitú aparente +7,25 y +8,90 y alcuéntrase a una distancia averada de 625 años lluz del Sistema Solar.
Z Vulpeculae ye una binaria espectroscópica con un periodu de 2,45493 díes.
La estrella primaria ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal de tipu espectral B4V, asemeyáu a Benetnasch (η Ursae Majoris).
Tien una temperatura efectivo de 17.050 K y ye 2800 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so radiu ye 4,5 más grande qu'el radiu solar.
La estrella secundaria ye una xigante blanca de tipu A3III.
La so lluminosidá ye unes 160 vegaes superior a la lluminosidá solar —anque ye apenes un 6% de la de la so compañera— y ye llixeramente más grande qu'ésta.
Tien una masa de 2,3 mases solares, ente que la estrella primaria tien una masa 5,4 vegaes mayor que la del Sol.
Z Vulpeculae ye una binaria cercana catalogada como «binaria semidesprendida».
Al igual que Algol (β Persei) o λ Tauri, ye una binaria eclipsante; mientres el eclís principal, el rellumu de Z Vulpeculae aparra 1,65 magnitúes, ente que nel secundariu l'amenorgamientu ye de namái 0,33 magnitúes.
Zaniah
Zaniah ye'l nome de la estrella η Virginis (η Vir / 15 Virginis / HD 107259), de magnitú aparente +3,89, na constelación de Virgu.
El nome de Zaniah provién del árabe "Az-Zawiyah" y significa «l'ángulu».
Pela so parte, en China yera conocida como Tso Chih Fa, «la de la esquierda que caltién la Llei».
Distante 250 años lluz del Sistema Solar, Zaniah ye un sistema estelar triple, magar los sos componentes nun pueden ser resueltes con telescopiu.
La estrella primaria ta clasificada como subxigante blanca de tipu espectral A2IV.
Tien una temperatura efectivo de 9756 K y una lluminosidá que puede ser 130 vegaes superior a la del Sol.
El so más envalorada ye de 2,68 mases solares y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 18 km/s.
Esta estrella tien una compañera cercana, revelada pol espectrógrafu, con una masa 2,04 vegaes mayor que la del Sol.
La separación media de les componentes d'esta binaria ye de 0,5 UA, siendo'l periodu orbital de 72 díes.
El sistema cunta con una tercer estrella, visualmente a 0,12 segundos d'arcu de la binaria, lo qu'equival a una distancia de 10 UA.
Piénsase que los trés componentes pueden ser de tipu espectral A.
El sistema presenta un conteníu metálico igual a 2/3 del que tien el Sol ([Fe/H] = -0,17).
Zaniah ta mui cerca de la eclíptica según del ecuador celeste, tando asitiada 5º al este del equinocciu serondiegu.
Puede ser despintada pola Lluna y rares vegaes por planetes. La postrera tapecimientu por un planeta foi al cargu de Venus el 27 de setiembre de 1843, que va despintar de nuevu'l 19 de payares de 2445.
Zaurak
Zaurak (γ Eridani / 34 Eridani) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Erídanu.
El nome Zaurak, escritu dacuando como Zaurac, ye d'orixe árabe y significa «el barcu».
De magnitú aparente +2,98, Zaurak alcuéntrase —d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax de Hipparcos— a 203 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Ye una xigante colorada de tipu espectral M1IIIb que la so temperatura superficial ye de 3811 K.
La so lluminosidá bolométrica —qu'inclúi una importante fracción de la so radiación emitida como lluz infrabermeyo— ta entendida ente 860 y 1258 soles, la cifra varia según la fonte consultada.
La midida del so diámetru angular por métodos indirectos, teniendo en cuenta'l escurecimientu de llimbu, ye de 8,74 ± 0,09 milisegundos d'arcu, lo que supón que el so radiu ye 59 vegaes más grande qu'el del Sol; daqué mayor ye la midida directa del so diámetru angular per aciu interferometría —9,33 ± 0,17 milisegundos d'arcu—, resultando un radiu 63 vegaes mayor qu'el del Sol.
Estos valores concuerden col valor llográu a partir de los modelos teóricos, que ye de 66 radios solares.
La masa de Zaurak ye malo d'evaluar, anque pudiera ser unes dos veces la del Sol.
Tampoco ye fácil resolver el so estáu evolutivu; ye posible que rematara la fusión del so heliu y, con un nucleu inerte de carbonu y oxíxenu, tea empezando a evolucionar escontra una variable Mira.
Al igual qu'otres xigantes asemeyaes, ye una estrella variable irregular de tipu LB, siendo la so variación nel so rellumu de 0,08 magnitúes.
Zavijava
Zavijava (β Virginis / β Vir / 5 Virginis) ye una estrella asitiada na constelación de Virgu de magnitú aparente +3,61.
Zavijava o Zavijah ye un nome d'orixe árabe que provién de "Zawiyat al-Awwa" y significa «esquina del que llate». Tamién se conoz a esta estrella como Zarijan, nome procedente de "Al-Zawiah", «l'ángulu» o «la esquina». Otros títulos indíxenes que recibió fueron Al Bard, «la fría», pos se dixo que producía fríu; tamién Warak al Asad, «les ancas del lleón», yá que na astronomía árabe Lleo yera un lleón más grande que l'actual.
Xuntu con Minelava (δ Virginis), Zaniah (η Virginis), Porrima (γ Virginis) y Vindemiatrix (ε Virginis) formaba un grupu d'estrelles conocíu na antigua Arabia como "Al 'Awwa"', que paez que representaba una caseta pa perros o un perru llatiendo.
Zavijava ye una nana mariella de tipu espectral F9V hasta ciertu puntu similar al nuesu Sol anque, siendo la so temperatura de 6059 K, ye unos 280 K más caliente.
Midióse'l so diámetru angular utilizando'l interferómetro estelar de la Universidá de Sydney, llográndose un valor pa el so radiu de 1,703 ± 0,022 radios solares.
Tien una masa ente un 30% y un 40% mayor que la masa solar y piénsase que ta a puntu d'abandonar la secuencia principal.
Zavijava relluma con una lluminosidá 3,5 vegaes mayor que la lluminosidá solar. La so velocidá de rotación ye de siquier 3 km/s, completando una vuelta en menos de 28 díes. Ye más rica que'l Sol en elementos pesaos, con un conteníu en fierro un 30% mayor que la solar, pero a diferencia d'ésti paez tener poca actividá magnética. La so edá envalórase ente 3240 y 4010 millones d'años. Alcuéntrase relativamente próxima a nós, a namái 36 años lluz de distancia. Estes carauterístiques fixeron que Zavijava tea ente los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Al tar cerca de la eclíptica, Zavijava puede ser despintada pola Lluna y en rares ocasiones por planetes. El próximu tapecimientu va producise'l 11 d'agostu de 2069 por Venus.
Zavijava foi la estrella utilizada por Albert Einstein mientres el eclís solar del 21 de setiembre de 1922 —que tuvo llugar cerca d'ella— pa determinar la velocidá de la lluz nel espaciu.
Zeta Andromedae
Zeta Andromedae (ζ And / 34 Andromedae) ye una estrella binaria na constelación del Andrómeda de magnitú aparente +4,10.
La so distancia al Sistema Solar ye de 189 años lluz.
La estrella primaria de Zeta Andromedae ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III.
Tien una temperatura efectivo de 4632 ± 43 K y una lluminosidá 85 vegaes superior a la del Sol.
La midida del so diámetru angular por interferometría óptica ye de 2,55 ± 0,09 milisegundos d'arcu, lo que correspuende a un radiu 15,9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
La so masa puede ser 2,6 vegaes mayor que la del Sol.
Piénsase que la componente invisible ye una nana de tipu G tardíu o K.
El conteníu metálico del sistema ye inferior a la solar, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,15.
El periodu orbital de Zeta Andromedae ye de 17,77 díes.
Constitúi una binaria eclipsante onde, mientres el eclís primariu, el rellumu de Zeta Andromedae mengua 0,22 magnitúes; nel secundariu, l'amenorgamientu de rellumu ye de 0,10 magnitúes.
Na rexón ecuatorial de la xigante detectáronse manches estelares fríes, según la esistencia d'una capa polar fría.
Cuidao que la primaria enllena'l 80% del lóbulu de Roche del so acompañante, la xigante nun tien forma esférica, sinón elipsoidal.
Envalórase que la diferencia ente'l so diámetru mayor y menor ye d'aprosimao un 4%.
Zeta Aquarii
Zeta Aquarii (ζ Aqr / 55 Aquarii) ye una estrella binaria na constelación d'Acuariu que s'atopa a 92 años lluz del Sistema Solar. Considérase que Christian Mayer, direutor del Observatoriu de Mannheim, foi'l primeru en reparar la so duplicidá en 1777.
Alcuéntrase prácticamente sobre'l ecuador celeste. Ello ye que enantes de finales de 2003 taba nel hemisferiu sur, momentu nel que por cuenta de la precesión de la Tierra crució al hemisferiu norte.
Zeta Aquarii ostenta'l nome tradicional de Sadaltager —o Altager—, del árabe سعد التاجر "sa‘d al-tājir", «la suerte del mercader».
Nel catálogu estelar "Calendarium d'A'l Achsasi Al Mouakket", esta estrella foi designada Achr al Achbiya (أجر ألأجبية - "akhir al ahbiyah"), que foi traducíu al llatín como Postrema Tabernaculorum, que significa «el final de la suerte de les tiendes (viviendes)».
Coles mesmes, Zeta Aquarii, al pie de les vecines Sadachbia (γ Aquarii), Seat (π Aquarii) y η Aquarii, yeren al Aḣbiyah (الأخبية), «la tienda».
Los dos estrelles del sistema son blancu-marielles, de tipu espectral F.
La más brillosa, Zeta Aquarii A (ζ Aquarii / HD 213052), tien magnitú aparente +4,36 y ye una estrella de la secuencia principal de tipu F3V quince vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Pela so parte, Zeta Aquarii B (ζ Aquarii / HD 213051) ye una subxigante de tipu F6IV —clasificada tamién como F2— con una lluminosidá equivalente a 12 soles.
La masa de la componente principal ye un 72% mayor que la masa solar, ente que la de la secundaria ye un 65% mayor. 
El sistema Zeta Aquarii namái foi podíu ser reparáu a lo llargo de la metá de la so órbita. Por ello, el tamañu y la forma de la órbita nun son bien conocíes. El so periodu orbital pue ser de 587 años y l'órbita paez ser claramente escéntrica, siendo la distancia ente componentes nel apoastru unes cuatro veces mayor que nel periastru, cuando ye aprosimao la esistente ente'l Sol y Plutón.
Con un periodu de 25,8 díes, el semiexe mayor d'esta órbita tendría 10,8 UA. De confirmase, l'acompañante sería una nana colorada de tipu M0V con una masa equivalente al 40% de la del Sol.
El sistema amuesa una metalicidá llixeramente inferior a la solar ([Fe/H] = -0,05) y tien una edá d'aprosimao 1200 millones d'años.
Zeta Aquilae
Zeta Aquilae (ζ Aql / 17 Aquilae) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación del Águila, dempués de Altair (α Aquilae) y Tarazed (γ Aquilae), con magnitú aparente +2,99. Recibe'l nome tradicional de Deneb el Okab, compartíu con ε Aquilae, proveniente del árabe ذنب العقاب ("ðanab al-uqāb") y que'l so significáu ye «la cola del ferre». 
Asitiada a 83 años lluz del Sistema Solar, Zeta Aquilae ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A0Vn. La so lluminosidá ye 39 vegaes mayor que la del Sol y la so temperatura superficial ye de 9680 K. El so diámetru y la so masa son, respectivamente, 2,2 y 2,4 vegaes mayores que los del Sol. La característica más notable de Zeta Aquilae ye la so elevadísima velocidá de rotación, una de les mayores que se conocen. La so velocidá ecuatorial ye de 330 km/s —165 vegaes mayor que la del Sol—, completando un xiru cada 16 hores. Cuidao que les estrelles van xirando más adulces conforme pasa'l tiempu, deduzse que Zeta Aquilae ye una estrella nueva que les sos carauterístiques físiques nun camudaron enforma dende la so formación.
A 6 segundos d'arcu esiste una compañera tenue, una nana colorada dixebrada siquier 125 UA con un periodu orbital de 800 años a lo menos. Una segunda estrella más distante, tamién nana colorada, nun ye seguru si ye una compañera real o si a cencielles alcuéntrase na mesma llinia de visión.
Zeta Arae
Zeta Arae (ζ Ara) ye una estrella de magnitú aparente +3,13. Asitiada na constelación d'Ara, ye la tercer estrella más brillosa de la mesma dempués de β Arae y α Arae.
Anque nun tien nome propiu habitual, en China ye conocida, xuntu a δ Arae, como Tseen Yin, «el cielu escuru».
Alcuéntrase a 486 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Arae ye una xigante naranxa de tipu espectral K3III.
Con una temperatura superficial de 4350 K, ye notablemente lluminosa, siendo la so lluminosidá equivalente a la de 4920 soles.
Paez tar escurecida por polvu interestelar, magar que nun debería de talo de forma significativa si namái considérase la distancia a la que s'atopa.
De gran tamañu, tien un radiu calculáu a partir de la midida del so diámetru angular— 128 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Zeta Arae ye una estrella masiva con unos seis mases solares que, na fase final de la so evolución estelar, va dar llugar a una nana blanca masiva comparable a Siriu B.
Anguaño ye una estrella estable que funde el so heliu en carbonu y oxíxenu.
Amuesa una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— considerablemente inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,40).
Zeta Arietis
Zeta Arietis (ζ Ari / 58 Arietis / HD 20150 / HR 972) ye una estrella na constelación d'Aries, el carneru, de magnitú aparente +4,88.
Nun tien nome propiu habitual pero, xuntu a Botein (δ Arietis), en China denominar Tsin Yin.
Zeta Arietis ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A1V.
Tien una temperatura efectivo de 9578 K y relluma con una lluminosidá bolométrica 77 vegaes mayor que la del Sol.
Les sos carauterístiques son asemeyaes a les de la componente principal del sistema Cástor (α Geminorum) o a les de Merak (β Ursae Majoris), pero tópase 3,3 vegaes más alloñada qu'esta postrera; d'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de los datos de paralax del satélite Hipparcos, Zeta Arietis alcuéntrase a 262 años lluz del Sistema Solar.
El diámetru angular de Zeta Arietis —envaloráu a partir del so fluxu bolométrico— ye de 0,315 milisegundos d'arcu, lo que trai un diámetru 2,7 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La so velocidá de rotación proyeutada ye de 133 km/s.
Tien una masa 2,6 vegaes mayor que la masa solar y consumió el 79% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Zeta Bootis
Zeta Bootis (ζ Boo / 30 Bootis / HIP 71795) ye una estrella binaria de magnitú aparente +3,78 na constelación de Boötes, el pastor, que les sos componentes tán dixebraes anguaño daqué menos de 1 segundu d'arcu. Alcuéntrase a 180 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Los dos componentes del sistema son dos estrelles blanques de tipu espectral A2 o A3 clasificaes como xigantes o subxigantes,anque la rellación ente lluminosidá y temperatura paez indicar que son estrelles de la secuencia principal. Los dos estrelles son bien similares: de rellumu casi idénticu (magnitúes +4,52 y +4,55), la so temperatura superficial ye de 8750 K y la lluminosidá de caúna d'elles ye 38 vegaes mayor que la del Sol.
La separación media ente les dos estrelles ye 33 UA con un periodu orbital de 123 años. La órbita tien una escentricidá bien alta, una de les mayores que se conocen, lo que fai que la distancia ente les componentes varie ente 1,4 y 64 UA. Cuando la distancia ye máxima les estrelles pueden dixebrase con telescopiu, ente que con mímina separación (asocedida en 1897 y que vuelve tener llugar en 2021) non pueden resolvese.
Zeta Canis Minoris
Zeta Canis Minoris (ζ CMi / 13 Canis Minoris) ye una estrella na constelación del Can Menor de magnitú aparente +5,12.
Ensin nome propiu habitual, na astronomía china yera conocida, xuntu a θ Canis Minoris, ο Canis Minoris y π Canis Minoris, como Shwuy Wei, «un llugar d'agua».
Zeta Canis Minoris ye una xigante lluminosa blancu-azulada de tipu espectral B8II.
Tien una temperatura efectivo de 11.800 K y la so lluminosidá bolométrica ye 490 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
La so masa ye cuatro veces mayor que la del Sol.
D'alcuerdu al nuevu amenorgamientu de datos del satélite Hipparcos, el so paralax ye de 5,23 ± 0,36 milisegundos d'arcu, lo qu'implica que s'atopa a una distancia averada de 623 años lluz respectu al Sistema Solar.
Zeta Canis Minoris ye una estrella de mercuriu-manganesu, grupu tipificado por Alpheratz (α Andromedae) y χ Lupi. Estes estrelles, amás d'amosar elevaos conteníos de metales pesaos, caracterizar por rotar amodo; asina, la velocidá de rotación midida pa Zeta Canis Minoris ye de 25 km/s, valor baxu pa una estrella de les sos carauterístiques.
Munches d'estes estrelles formen parte de estrelles binaries o estrelles múltiples pero Zeta Canis Minoris nun tien nenguna compañera estelar conocida.
El so campu magnéticu efectivu  ye de 100 G.
Zeta Capricorni
Zeta Capricorni (ζ Cap / 34 Capricorni / HD 204075) ye una estrella na constelación de Capricorniu de magnitú aparente +3,77. Tien el nome tradicional, anque pocu utilizáu, de Marakk, que provién del árabe «llombos» (de la cabra).
En China recibía'l nome de Yen, unu de los antiguos estaos feudales d'esi país.
Alcuéntrase a 398 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Capricorni ta considerada un exemplu típicu de estrella de bariu, una clase d'estrelles riques non yá nesti elementu químicu sinón tamién n'otros elementos pesaos. Nel casu de Zeta Capricorni, destaca la gran bayura del elementu praseodimiu, procedente del procesu-s. Nesti tipu d'estrelles, la bayura nestos elementos débese a la contaminación» por otra estrella —una nana blanca— que nun suel ser visible.
Ello ye que Zeta Capricorni ye una estrella binaria, que la so componente principal (ζ Capricorni A) ye una superxigante mariella de tipu espectral G4, 490 vegaes más lluminosa qu'el Sol y con un diámetru de 29 diámetros solares. Tien una temperatura superficial de 5050 K y, con una masa averada de 4 mases solares, la so edá envalorada ye inferior a 200 millones d'años. El so espectru amuesa que efectivamente esiste una compañera (ζ Capricorni B) que ye invisible. Piénsase que ye una nana blanca con un periodu orbital de 6,5 años dixebrada una distancia de 6 UA al respective de la estrella principal. Ye la responsable de los altos conteníos n'elementos pesaos de Zeta Capricorni A. Una segunda compañera de magnitú 12, visualmente a 22 segundos d'arcu, nun ta físicamente rellacionada con Zeta Capricorni; curiosamente ye tamién una nana blanca de tipu DA. 
Zeta Cassiopeiae
Zeta Cassiopeiae (ζ Cas / 17 Cassiopeiae / HD 3360 / HR 153) ye una estrella na constelación de Cassiopeia de magnitú aparente +3,67.
Alcuéntrase aprosimao a 600 años lluz del Sistema Solar.
Zeta Cassiopeiae ye una estrella azul caliente con una temperatura de 21.000 K.
Anque catalogada como subxigante de tipu espectral B2 IV, puede ser una estrella inda na secuencia principal con una edá de 25 millones d'años.
Ye una estrella masiva con una masa de 9 mases solares, na llende ente les estrelles que rematen la so vida como nanes blanques masives y aquelles otres que, superando esta llende, esploten como supernoves.
Tien un diámetru 6,1 vegaes mayor qu'el del Sol y relluma con una lluminosidá 6400 vegaes superior a la lluminosidá solar, incluyendo una importante cantidá de radiación emitida como lluz ultravioleta.
Ta clasificada como variable pulsante lenta (SPB) —versión fría y tenue de les variables Beta Cephei—, que'l so prototipu ye 53 Persei.
Ye la primera dientro d'esta clase onde s'atopó un campu magnéticu; variaciones nel vientu estelar, modulado por dichu riolo magnéticu, dexaron calcular el so periodu de rotación —5,37 díes—, que correspuende a una velocidá de rotación de 56 km/s, baxa pa una estrella de les sos carauterístiques.
Zeta Centauri
Zeta Centauri (ζ Cen / HD 121263 / HR 5231) ye una estrella na constelación de Centaurus de magnitú aparente +2,55.
Considerada nel pasáu miembru de la Asociación estelar Centaurus Cimera-Lupus, güei piénsase que nun forma parte de la mesma.
Alcuéntrase a 385 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Centauri ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B2.5IV clasificada como subxigante, magar les sos carauterístiques físiques afáense más a una estrella de la secuencia principal d'unos 20 millones d'años d'edá en que'l so nucleu inda tien llugar la fusión de hidróxenu. Estrella caliente y lluminosa, la so temperatura ye de más de 21.000 K y la so lluminosidá, incluyida la radiación ultravioleta emitida, 7100 vegaes mayor que la del Sol. Estos parámetros dexen envalorar la so masa en 9 mases solares, na llende d'acabar los sos díes como una supernova o como una nana blanca masiva.
Como otres estrelles asemeyaes, Zeta Centauri rota a gran velocidá —igual o superior a 225 km/s—, siendo'l so periodu orbital inferior a día y mediu.
Zeta Centauri ye una binaria espectroscópica, detectándose la estrella acompañante namái por espectroscopia. El periodu orbital del sistema ye de de 8,02 díes. Nada se sabe sobre Zeta Centauri B; si la masa d'ésta fora la metá de la componente A, la separación ente dambes sería de 0,19 UA.
Zeta Cephei
Zeta Cephei (ζ Cep / 21 Cephei / HD 210745 / HR 8465), tamién llamada Tsao Fu remembrando a un auriga de la mitoloxía china, ye la cuarta estrella más brillosa na constelación de Cefeo.
Con magnitú aparente +3,39, ye superada en rellumu por Alderamin (α Cephei), Errai (γ Cephei) y Alfirk (β Cephei).
Alcuéntrase a unos 725 años lluz de distancia del Sistema Solar. 
Zeta Cephei ye una superxigante naranxa de tipu espectral K1.5Iab con una temperatura superficial de 4310 K. La midida del so diámetru angular dexa evaluar el so diámetru, siendo ésti 126 vegaes más grande qu'el diámetru solar, más de la metá de la distancia que dixebra la Tierra del Sol.
Relluma con una lluminosidá 3600 vegaes mayor que la del Sol.
El so conteníu en metales ye alto, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = +0,22, un 66% superior al del Sol.
Coles mesmes, pierde masa a un ritmu averáu d'una millonésima de la masa solar cada añu.
Una pequeña variación de 0,04 magnitúes nel rellumu de Zeta Cephei puede debese a la presencia d'una estrella acompañante que dacuando la clisa.
Por ello, ta catalogada como variable eclipsante.
Zeta Coronae Australis
Zeta Coronae Australis (ζ CrA / HD 176638 / HR 7188) ye una estrella de magnitú aparente +4,73, la sesta más brillosa na constelación de Corona Austral.
Ta asitiada a 184 años lluz del Sistema Solar.
Zeta Coronae Australis ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral B9.5V. Con una temperatura superficial de 10.000 K, la so lluminosidá ye 47 vegaes mayor que la del Sol.
Como otres estrelles calientes, rota apriesa, siendo la so velocidá de rotación de siquier 260 km/s, 130 vegaes más rápida que la de la nuesa estrella.
El so diámetru ye 2,7 vegaes más grande qu'el del Sol.
Tien una metalicidá inferior a la solar, con una bayura relativa de fierro equivalente al 62% de la esistente na nuesa estrella.
Con una masa de 3,1 mases solares, la so edá envalórase en 200 millones d'años.
Al igual que Vega (α Lyrae), Fomalhaut (α Piscis Austrini) o Denébola (β Leonis), Zeta Coronae Borealis presenta un escesu nel infrarroxu —detectáu pol satélite IRAS tantu a 24 como a 60 μm— atribuyible a la presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Modelos teóricos asitien esti discu a 41 UA de la estrella.
Zeta Corvi
Zeta Corvi (ζ Crv / 5 Corvi / HD 107348) ye una estrella na constelación de Corvus, el cuervu, de magnitú aparente +5,20.
Anque ensin nome propiu habitual, paez ser qu'en China yera conocida como Chang Sha, que'l so significáu ye «el llargu bancu de sable».
Alcuéntrase a 385 años lluz del Sistema Solar.
Zeta Corvi ye una estrella blancu-azulada de la secuencia principal y tipu espectral B8Vne muncho más caliente qu'el Sol, siendo'l so temperatura efectivo de 10.870 K. La "n" nel so tipu espectral indica una absorción ancha («nebulosa») nel so espectru por cuenta de la rotación; la "y" indica que ye una estrella Be, un tipu d'estrelles qu'amuesa llinies d'emisión prohibíes de hidróxenu nel so espectru, siendo Achernar (α Eridani) la representante más conocida dientro del grupu. Dicha emisión nun provién de la estrella, sinón d'un discu circumestelar aniciáu pola perda de masa y la rápida rotación; nel casu de Zeta Corvi la so velocidá de rotación ye igual o mayor de 195 km/s. La so lluminosidá ye 162 vegaes superior a la del Sol y el so radiu ye 3,6 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Una acompañante a 11,2 segundos d'arcu forma una doble óptica con Zeta Corvi. Ye una estrella de tipu F6III que la so separación en 57 años aumentó 6,4 segundos d'arcu.
Zeta Crucis
Zeta Crucis (ζ Cru / HD 106983 / HR 4679) ye una estrella de la constelación de la Cruz del Sur que la so magnitú aparente ye +4,04.
Miembru de la asociación estelar Centaurus Inferior-Crux, alcuéntrase a 358 años lluz del Sistema Solar.
De tipu espectral B2.5V, Zeta Crucis ye, como'l Sol, una estrella de la secuencia principal que la so enerxía provién de la fusión del hidróxenu nel so interior.
Ye, sicasí, muncho más caliente, siendo'l so temperatura efectivo d'aprosimao 21.900 K.
La so lluminosidá —una vegada considerada l'absorción de la so lluz por polvu interestelar— ye 1950 vegaes mayor que la del Sol. El so diámetru ye 3,1 vegaes más grande qu'el diámetru solar y rota a una velocidá de siquier 68 km/s; esta cifra —que ye namái una llende inferior— daría llugar a un periodu de rotación de 2,2 díes.
A 34 segundos d'arcu de Zeta Crucis puede reparase una estrella de magnitú 12 que'l so movimientu relativu nos postreros 150 años paez refugar que dambes estrelles formen un verdaderu sistema binariu.
Zeta Cygni
Zeta Cygni (ζ Cyg / 64 Cygni / HD 202109 / HR 8115) ye la sesta estrella más brillosa de la constelación de Cygnus con magnitú aparente +3,21.
Anque nun tien nome propiu habitual, esta estrella, xuntu a ρ Cygni y otres estrelles axacentes más tenues, yera conocida en China como Chay Foo, «l'almacén de carros».
Alcuéntrase a 151 años lluz del Sistema Solar.
Zeta Cygni ye una xigante mariella de tipu espectral G8III con una temperatura efectivo de 4980 K y una lluminosidá equivalente a 119 soles. Tien un radiu 14,7 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa averada de trés mases solares.
Zeta Cygni ye una estrella de bariu, esto ye, amuesa altes concentraciones d'ésti y otros elementos pesaos na so atmósfera. Otres estrelles de bariu típiques son ζ Capricorni y Alfard (α Hydrae). Nestes estrelles les altes concentraciones d'elementos pesaos rellacionar con una nana blanca acompañante, munches vegaes invisible, qu'en tiempos pasaos contaminó a la qu'agora ye la estrella principal. Imaxes detallaes llograes col Telescopiu Espacial Hubble dexaron reparar a una acompañante bien tenue —una nana blanca— a namái 0,04 segundos d'arcu. Completa una órbita alredor de Zeta Cygni cada 17,8 años. Enantes yera más masiva que Zeta Cygni y pollo evolucionó más apriesa; na so etapa final dexó parte de la so masa a la qu'agora vemos como estrella principal pa depués quedar apostrada a una nana blanca casi invisible.
Zeta Delphini
Zeta Delphini (ζ Del / 4 Delphini / HD 196180 / HR 7871) ye una estrella na constelación del Delfín. De magnitú aparente +4,66, ye la sesta más brillosa dientro de la so constelación. 
Zeta Delphini ye una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3V y 8336 K de temperatura superficial. Munches de les estrelles brilloses del cielu nocherniegu son estrelles asemeyaes, siendo Siriu (α Canis Majoris) y Vega (α Lyrae) probablemente les más conocíes. Zeta Delphini, con una lluminosidá 65 vegaes mayor que la lluminosidá solar, ye intrínsecamente más lluminosa que cualesquier d'elles; namá'l so mayor alloña al respective de nós, 227 años lluz, fai qu'el so rellumu aparente sía menor.
Les sos carauterístiques físiques son más asemeyaes a les de Chertan (θ Leonis) o Skat (δ Aquarii), pero a diferencia de la primera, tien una alta velocidá de rotación de siquier 96 km/s —113 km/s según otru estudiu—, unes 50 vegaes más rápida que la del Sol.
Tien una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol y consumió el 91% de la so vida como estrella de la secuencia principal.
Magar el so conteníu relativo de fierro ye prácticamente igual al del Sol ([Fe/H] = -0,05), el nivel de sodiu ye 3,6 vegaes más altu que na nuesa estrella.
Nel otru estremu, ye deficiente n'elementos como bariu y estronciu; esti últimu metal ye cuatro veces más escasu que nel Sol.
Zeta Doradus
Zeta Doradus (ζ Dor / HD 33262 / GJ 189) ye una estrella na constelación de Doráu, la sesta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,72. Alcuéntrase a 38 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Doradus ye una nana mariella de tipu espectral F9V, tamién clasificada como F7V. Similar al Sol en munchos aspeutos, ye daqué más caliente qu'ésti, con una temperatura de 6125 K.
Del mesmu tamañu que'l Sol, el so masa envalórase un 7% mayor que la masa solar. Les sos carauterístiques físiques son bien paecíes a les de ζ Tucanae y ι Horologii, estrelles relativamente próximes al Sistema Solar anque daqué más masives y lluminoses qu'el nuesu Sol. Como exemplu, la lluminosidá bolométrica de Zeta Doradus ye un 38% mayor que la lluminosidá solar.
El so metalicidá ye inferior a la solar, en redol a un 60% de la mesma.
Un escesu na radiación infrarroxo emitida a 70 μm indica la presencia de partícules de polvu alredor de la estrella.
Zeta Doradus alcuéntrase ente los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Les estrelles conocíes más cercanes a Zeta Doradus son GJ 1075, nana naranxa a 1 ~ añu lluz, y GJ 2036, sistema de dos estrelles acandilantes, a 2,1 años lluz. El sistema estelar ζ Reticuli alcuéntrase a daqué menos de 10 años lluz de distancia.
Zeta Fornacis
Zeta Fornacis (ζ For) ye una estrella na constelación de Fornax, el fornu.
De magnitú aparente +5,70, alcuéntrase a 106 años lluz del Sistema Solar.
La so mínima distancia a la Tierra, 80 años lluz, tuvo llugar fai 513.000 años.
Zeta Fornacis ye una estrella blancu-mariella de la secuencia principal de tipu espectral F4V, tamién catalogada como F2V.
Atendiendo a la primera de les clasificaciones, ye una estrella asemeyada a λ Arae o a ο Gruis.
Con una temperatura efectivo de 6587 K, la so lluminosidá ye casi cinco veces mayor que la del Sol.
El so diámetru ye un 50% más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación de siquier 85 km/s, polo que lo fai 42 vegaes más rápidu que'l Sol.
Presenta un conteníu metálico inferior a la solar nun 20%, siendo'l so índiz de metalicidá [Fe/H] = -0,10.
Zeta Phoenicis ye una estrella binaria que les sos componentes tán dixebraes visualmente 16,3 segundos d'arcu.
La componente secundaria, denominada LDS 3446, ye una nana colorada de tipu M2.5V, asemeyada, por casu, a Gliese 393.
Zeta Herculis
Zeta Herculis (ζ Her / 40 Herculis / HD 150680) ye la segunda estrella más brillosa na constelación d'Hércules con magnitú aparente +2,89. Dacuando recibe'l nome de Rutilicus, que tamién s'utiliza pa designar a Kornephoros (β Herculis).
Zeta Herculis ye una estrella binaria relativamente cercana a la Tierra, a namái 35 años lluz de distancia. La estrella principal, Zeta Herculis A (GJ 635 A), ye una estrella mariella de tipu espectral G0IV y 5780 K de temperatura, que ta abandonando la secuencia principal pa convertise nuna estrella xigante. Arriendes d'ello, anque de tipu espectral similar al Sol, ye 6 vegaes más lluminosa qu'ésti y el so diámetru ye 2,5 vegaes mayor.
La otra componente del sistema, Zeta Herculis B (GJ 635 B), ta dixebrada una media de 15 UA y emplega 34,5 años en completar una órbita en redol a la estrella principal. Ye una nana mariella daqué más pequeña y fría que'l Sol, siendo'l so tipu espectral G7V. La escentricidá de la órbita fai que la separación ente les dos estrelles varie ente 8 y 21 UA.
El sistema forma parte de la Asociación estelar de Zeta Herculis, estrelles con un orixe común y con un movimientu similar pel espaciu. Esti grupu inclúi a φ Pavonis, ζ Reticuli, 1 Hydrae, Gliese 456, Gliese 678 y Gliese 9079.
Zeta Horologii
Zeta Horologii (ζ Hor) ye un sistema estelar na constelación de Horologium —el reló— de magnitú aparente +5,21.
Ye'l sestu sistema más brillosu de la mesma, dempués de α Horologii, R Horologii —en rellumu máximu—, δ Horologii, β Horologii y μ Horologii.
Les componentes que formen el sistema pueden ser dos estrelles de la secuencia principal de tipu espectral F2V y F5V respectivamente, anque tamién fueron clasificaes como subxigantes de tipu F4IV.
La temperatura efectivo de les componentes ta nel rangu 6550 - 7000 K, ente que la midida de la velocidá de rotación proyeutada da un valor de 8,0 km/s.
Les mases respectives son de 1,43 y 1,26 mases solares y l'edá envalorada pa esta binaria ye de 1400 millones d'años.
El sistema tópase arrodiáu por un discu circumestelar de polvu, detectáu pol escesu nel infrarroxu a 24 μm anque non a 70 μm.
La temperatura del polvu ye cimeru a 260 K y la distancia mínima del discu al respective de la estrella ye de 4,8 UA.
El periodu orbital d'esta binaria ye de 12,927 díes y la órbita ye moderadamente escéntrica (ε = 0,25).
Zeta Hydrae
Zeta Hydrae (ζ Hya / 16 Hydrae / HD 76294) ye una estrella na constelación d'Hidra de magnitú aparente +3,11. Xuntu a ν Hydrae, d'igual magnitú, ocupa'l tercer llugar por rellumu dientro de la so constelación, siendo superada por Alfard (α Hydrae) y γ Hydrae. Dacuando recibe'l nome de Hydrobius, que'l so significáu en griegu ye «habitante de l'agua». Alcuéntrase a 151 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Hydrae ye una xigante lluminosa mariella de tipu espectral G9 II-III con una temperatura efectivo de 4820 K. Relluma con una lluminosidá 138 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu ye 16 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Ye una estrella de lenta rotación, completando una vuelta en menos de 265 díes.
Temperatura y radiu dexen envalorar la masa de Zeta Hydrae, siendo ésta tres veces mayor que la del Sol. Ye una xigante clásica en que'l so interior tien llugar la fusión nuclear de heliu en carbonu y oxíxenu. La so edá envalórase en 397 millones d'años, cuando empezó la so andadura na secuencia principal como una estrella de tipu B.
Dientro d'aprosimao 36 millones d'años, el so heliu va escosase, polo que Zeta Hydrae va empezar a espandise y faese más brillosu, evolucionando escontra una variable Mira; una vegada espulsaes les sos capes esteriores na fase de nebulosa planetaria, va rematar la so vida como una nana blanca.
Zeta II Reticuli
En astronomía, Zeta II Reticuli ye una estrella mariella que s'atopa a 35 años lluz del Sistema Solar, allugada na constelación de Reticuli (el Retículu de telescopiu), y que xunto con Zeta I Reticuli tuvieron so observación mientres los últimos años por astrónomos de tol mundu, pos son candidates pal estudiu de vida extra planetaria por cuenta de la composición de los gases y los elementos presentes.
Na película "Alien, l'octavu pasaxeru" Zeta II Reticuli ye'l nome del sistema estrasolar que s'alluga nes llendes conocíes de la astronavegación de los humanos y escontra onde se dirixe la nave espacial O.S.C.S.S. Nostromo siguiendo una supuesta tresmisión d'auxiliu.
Zeta Leporis
Zeta Leporis (ζ Lep / 14 Leporis / HD 38678 / HR 1998) ye una estrella de magnitú aparente +3,55, la cuarta más brillosa de la constelación de Lepus, la llebre, superada en rellumu por Arneb (α Leporis), Nihal (β Leporis) y μ Leporis. Polo xeneral catalogada como una estrella blanca de la secuencia principal de tipu espectral A3Vn, na base de datos SIMBAD apaez como una posible subxigante de tipu A2IV-Vn.
Con una lluminosidá 15 vegaes mayor que la del Sol, envalórase que la masa de Zeta Leporis ye casi'l doble que la masa solar y el so radiu ye un 60% más grande qu'el del Sol. Piénsase que ye una estrella nueva de 230 millones d'años d'edá, lo que supón apenes un 15% de la so estancia na secuencia principal.
Distintos midíes de la so temperatura superficial dan valores ente 8360 y 9910 K; tan ampliu rangu puede tener el so orixe na enorme velocidá de rotación, dando llugar a que tea esnachada polos polos, que tán más calientes que la zona ecuatorial. La so velocidá de rotación proyeutada ye de 220 km/s, pero la so velocidá real puede algamar los 300 km/s, cerca de la llende cimera a partir del cual la estrella se desintegraría.
Ye posible que sía una binaria espectroscópica, fechu qu'entá nun foi confirmáu. Alcuéntrase a unos 70,2 años lluz de distancia de la Tierra.
En 2001 anuncióse que Zeta Leporis ta envolubrada nuna nube de polvu xiratorio, que la so cantidá y temperatura indiquen que tán topetando roques sólides xenerando polvu nun cinturón d'asteroides, similar al esistente nel Sistema Solar. Piénsase que bien pueden ser restos de la formación planetaria o, otra manera, material que va dar llugar a planetes. Envalórase que la temperatura medio d'esti polvu ye de 340 K, lo que suxure que los granos de polvu pueden tar tan cerca como 2,5 UA de la estrella. La masa del cinturón d'asteroides puede ser unes 200 vegaes mayor que la del cinturón d'asteroides del Sistema Solar, y la so edá averada ye de 300 millones d'años. Alcuéntrase a una distancia de la estrella igual o inferior a 6 UA, magar cierta cantidá de polvu estiéndese hasta 9 UA.
Zeta Lupi
Zeta Lupi (ζ Lup) ye una estrella binaria na constelación del Llobu.
Alcuéntrase a 117 años lluz del Sistema Solar.
La estrella primaria, Zeta Lupi A, tien magnitú aparente +3,41.
Ye una xigante mariella de tipu espectral G7III.
La so temperatura efectivo ye de 5025 K y ye 59 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
Tien un radiu 10,1 vegaes más grande qu'el radiu solar y una masa 2,5 vegaes mayor que la del Sol.
Anguaño, nel so nucleu internu funde'l heliu en carbonu y oxíxenu.
Zeta Lupi B, la estrella secundaria, tien magnitú +6,74 y probablemente ye una estrella de la secuencia principal de tipu F8V.
La so lluminosidá ye aprosimao'l doble de la lluminosidá solar y el so radiu ye un 30% más grande qu'el del Sol.
Tien una masa de 1,2 mases solares.
La separación visual ente Zeta Lupi A y B ye de 71 segundos d'arcu.
La distancia real ente elles ye de, siquier, 2600 UA, siendo el so periodu orbital non inferior a 68.000 años.
Zeta Microscopii
Zeta Microscopii (ζ Mic / HD 200163 / HR 8048 / HIP 103882) ye una estrella na constelación de Microscopium de magnitú aparente +5,33.
Ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral F3V, polo que al igual qu'el Sol, funde hidróxenu nel so nucleu, pero la so superficie ta notablemente más caliente —aprosimao a 6630 K—.
Les sos carauterístiques físiques son paecíes a les de η Corvi, η Leporis o I Carinae, pero atopar al doble de distancia qu'éstes, concretamente a 115 años lluz del Sistema Solar.
Ye un 50% más masiva qu'el Sol y la so edá envalórase en 1700 millones d'años.
El so diámetru ye pocu más del doble del diámetru solar.
Zeta Microscopii tien un delidiáu metálicu —espresáu como la bayura relativa de fierro— inferior a la solar ([Fe/H] = -0,12); sicasí otru autores amenorguen significativamente esta diferencia hasta un valor bien próximu a la solar ([Fe/H] = -0,01).
Como otres estrelles calientes, Zeta Microscopii rota considerablemente más apriesa que'l Sol. Ente que per debaxo de cierta temperatura, les estrelles xiren sobre sigo mesmes a una velocidá cercana a la del Sol (2 km/s), percima de cierta llende la velocidá de rotación aumenta sópito, llegando en delles estrelles calientes a superar los 300 km/s. Zeta Microscopii, xusto percima de dichu llende, tien una velocidá de rotación proyeutada de 47 km/s, 24 vegaes más alta que la del Sol.
Zeta Monocerotis
Zeta Monocerotis (ζ Mon / 29 Monocerotis / HD 67594) ye una estrella na constelación de Monoceros, el unicorniu.
Con magnitú aparente +4,37, ye la cuarta estrella más brillosa na constelación, dempués de α Monocerotis, γ Monocerotis y δ Monocerotis. 
Asitiada a pocu más de 1000 años lluz del Sistema Solar, Zeta Monocerotis ye una superxigante mariella de tipu espectral G2Ib (onde la «"b"» indica que dientro d'esta clase ye de les menos lluminoses).
Magar ello, la so lluminosidá ye 5540 vegaes mayor que la del Sol, siendo'l so temperatura superficial de 5400 ± 100 K.
Nun ye una estrella variable; dientro del diagrama de Hertzsprung-Russell ta asitiada nel estremu fríu de la denominada «banda d'inestabilidá», zona onde s'atopen les cefeides.
El so diámetru ye aprosimao 83 vegaes más grande qu'el diámetru solar
y xira sobre si mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 6,7 km/s —otru estudiu señala una cifra daqué cimera de 7,2 km/s—.
Arriendes d'ello, el so periodu de rotación puede tener una duración d'hasta 1,25 años.
La so masa ye de 9.2 ± 0,4 mases solares y tien una edá averada de 52 millones d'años, cuando empezó la so vida como una caliente estrella de la secuencia principal de tipu B2-B3.
Visualmente pueden reparase trés estrelles respectivamente a 33, 66 y 40 segundos d'arcu de Zeta Monocerotis. La primera ye una compañera óptica ensin rellación física con Zeta Monocerotis y probablemente les otres dos tampocos tean físicamente amestaes a ella.
Zeta Ophiuchi
Zeta Ophiuchi (ζ Ophiuchi / ζ Oph / 13 Ophiuchi) ye la tercera estrella más brillosa de la constelación de Ophiuchus, el portador de la culiebra, detrás de Ras Alhague (α Ophiuchi) y Sabik (η Ophiuchi). A pesar de tener magnitú aparente +2,54 nun tien nome propiu, anque paez que'l nome de Han (韓) utilizar en China.
Zeta Ophiuchi ye una estrella azul de tipu espectral O9V asitiada a 458 años lluz del Sistema Solar. Sicasí, por cuenta de nubes de polvu interestelar, una de les cualos ye allumada por ella formando una nebulosa d'emisión catalogada como S27, tien una apariencia acoloratada, una y bones la lluz azul ye absorbida por éstes. Ello ye que si non fora peles nubes, Zeta Ophiuchi sería una de les estrelles más lluminoses del cielu. Intrínsecamente 68.000 vegaes más lluminosa qu'el Sol, ye una de les estrelles más calientes, con una temperatura de 32.500 K. Con una masa 20 vegaes la masa solar, la so edá calcular en 4 millones d'años, y piénsase que ta na metá de la so vida —compárese colos 4.600 millones d'años d'edá que tien el Sol—. Como la mayor parte de les estrelles lluminoses, pierde masa per mediu d'un fuerte vientu estelar que sopla a unos 1600 km/s. Dientro d'unos pocos millones d'años, va esplotar como una brillosa supernova.
Zeta Ophiuchi ye una de les estrelles conocíes como estrelles fuxitives, espulsaes d'un sistema estelar pola esplosión de la estrella acompañante. Nesti casu, el remanente de la so antigua compañera ye la estrella de neutrones PSR J1932+1059, que la so esplosión producir aprosimao fai un millón d'años. Al movese a gran velocidá al traviés del espaciu, ta provocando per aciu el so vientu estelar una onda de choque —al estruyir el gas y el polvu esistentes nel mediu interestelar—, namái visible nel infrarroxu.
Zeta Phoenicis
Zeta Phoenicis (ζ Phe / HD 6882 / HR 338) ye una estrella variable na constelación de Fénix de magnitú aparente media +3,97. Alcuéntrase a 280 años lluz del Sistema Solar. 
Zeta Phoenicis ye un sistema estelar triple formáu por una binaria cercana y una tercer estrella alloñada del par interior. La binaria ye una binaria eclipsante de tipu Algol (β Persei); cada 1,6697 díes el rellumu de la estrella mengua casi en media magnitú cuando tien llugar el eclís principal, observable a simple vista, ente que tamién hai un eclís secundariu que provoca un descensu de rellumu de 0,18 magnitúes.
La componente principal de la estrella binaria ye una estrella blancu-azulada de tipu espectral B6V y 14.100 K de temperatura. Tien una masa de 3,93 mases solares y un radiu 2,85 vegaes más grande qu'el del Sol.
Pela so parte, la so compañera ye una estrella de tipu B8V y 11.800 K de temperatura. La so masa ye 2,55 vegaes mayor que la del Sol y ye 1,85 vegaes más grande qu'ésti.
L'eclís principal produzse cuando la estrella más pequeña —anque 60 vegaes más lluminosa que'l Sol— pasa per delantre de la más grande, que la so lluminosidá ye 290 vegaes superior a la lluminosidá solar. L'eclís secundariu tien llugar cuando la estrella B6, más grande y caliente, despinta dafechu a la más pequeña, una y bones el planu de la órbita ye casi paralelu a la llinia de visión. 
Dambes componentes tán dixebraes 0,05 UA, lo qu'equival a namái cuatro veces el tamañu de la estrella más grande, siendo la órbita casi circular.
Los período de rotación de dambes estrelles son menores qu'el periodu orbital, polo que'l sistema nun presenta rotación síncrona.
Nun esistiendo intercambiu de materia ente componentes, nun ye una binaria de contactu.
La tercer estrella que completa'l sistema ye una nana de tipu F7V y magnitú 7 —asemeyada a ι Piscium, por casu— distante siquier 600 UA del par interior.
Zeta Reticuli
Zeta Reticuli (ζ Ret / ζ Reticuli) ye una estrella binaria na constelación de Reticulum asitiada a 39,5 años lluz de la Tierra. Visualmente la separación ente los dos componentes ye de 310 segundos d'arcu, polo que pueden ser resueltes a simple vista.
Los dos componentes del sistema tienen un rellumu similar —magnitúes +5,54 y +5,24— y, ello ye que son estrelles bien asemeyaes. Dambes análogos cortiles, Zeta2 Reticuli (HD 20807 / HR 1010), la más asemeyada al Sol, tien tipu espectral G0V y una temperatura superficial de 5795 K. Relluma con una lluminosidá prácticamente idéntica a la lluminosidá solar. Zeta1 Reticuli (HD 20766 / HR 1006) tien tipu G2V y 5675 K de temperatura, siendo la so lluminosidá un 90% de la del Sol.
Dada la separación angular ente dambes estrelles y la so distancia respeutu al Sistema Solar, la separación real ente elles ye 3750 UA. El periodu orbital del sistema ye de más de 170.000 años, polo que nun ye d'estrañar que nun se reparó movimientu orbital dalgunu. Sicasí, el so movimientu común al traviés del espaciu confirma que formen un verdaderu sistema binariu.
Betty y Barney Hill fueron un matrimoniu estauxunidense qu'algamó la fama dempués d'afirmar que fueren secuestraos por supuestos seres estraterrestres ente'l 19 y el 20 de setiembre de 1961. La hestoria narrada pola pareya, comúnmente denominada la “abducción de los Hill” y dacuando “l'incidente Zeta Reticuli”. El suyu foi'l primer casu llargamente espublizáu d'un supuestu secuestru estraterrestre, afecha nel esitosu llibru de 1966 "The Interrupted Journey" (“El viaxe atayáu”) y nuna película pa la televisión. Según el relatu de Betty, esos seres dibuxáron-y un sistema d'estrelles que nesi entós los astronomos nun supieron identificar. Años más tarde al afayase que Zeta Reticuli tratar d'un sistema binariu, diéronse cuenta de que l'esbozu dibuxáu por esos seres coincidía cola del nuevu descubrimientu.
Zeta Sagittae
Zeta Sagittae (ζ Sge / 8 Sagittae) ye la quinta estrella más brillosa de la constelación de Sagita —la flecha— dempués de γ Sagittae, δ Sagittae, Sham (α Sagittae) y β Sagittae. De magnitú aparente +5,00, alcuéntrase a 255 años lluz del Sistema Solar.
Ye un sistema estelar triple compuestu por una binaria —Zeta Sagittae A y B— y una tercer estrella —Zeta Sagittae C—, visualmente a 8 segundos d'arcu, de magnitú +9,03.
La binaria componer dos estrelles blanques de la secuencia principal y la so tipu espectral conxuntu ye A3V.
Zeta Sagittae A tien una temperatura superficial de 8800 K y una lluminosidá 28 vegaes mayor que la del Sol.
Con un radiu 2,4 vegaes más grande qu'el radiu solar, la so masa equival a 2,1 vegaes la de Sol.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 225 km/s, lo que trai que el so periodu de rotación sía igual o menor a mediu día.
El so acompañante, Zeta Sagittae B, tien una temperatura de 8600 K.
Ye 19 vegaes más lluminosa que'l Sol y el so radiu ye'l doble qu'el del Sol.
Tamién la so masa dobla la masa solar.
La separación media ente Zeta Sagittae A y B ye de, siquier, 10,6 UA, pero probablemente esta distancia sía más grande.
Sía que non, la escentricidá de la órbita fai que la separación ente elles varie ente 19 y 2,2 UA, siendo'l periodu orbital de 23,2 años.
Zeta Scorpii
Zeta Scorpii (ζ Sco) ye una denominación de Bayer compartida por dos estrelles distintes na constelación de Scorpius, l'escorpión:
Zeta Sculptoris
Zeta Sculptoris (ζ Scl) ye una estrella asitiada na constelación de Sculptor.
Alcuéntrase mui cerca del coluro equinoccial, meridianu de la esfera celeste que pasa polos polos celestes y polos equinoccios.
Ye, con magnitú aparente +5,02, la sesta estrella más brillosa na constelación.
Anque nes bases de datos Zeta Sculptoris figura catalogada como xigante azul de tipu espectral B4III, los sos parámetros físicos correspuenden a los d'una estrella inda na secuencia principal.
Tien una temperatura superficial de 15.300 K y ye 710 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru ye 3,8 vegaes más grande qu'el diámetru solar y xira sobre sigo mesma con una baxa velocidá de rotación proyeutada de 11 km/s —anque otros estudios alcen esti valor hasta los 47 km/s—, lo qu'implica que probablemente'l so eje apunta escontra nós, siendo 17 díes la llende cimera del so periodu de rotación.
La so masa ta entendida ente 4,8 y 5,5 mases solares y tien una edá averada de 40 millones d'años.
Zeta Sculptoris ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1740 díes, anque nada se sabe de la estrella acompañante.
Per otra parte, una compañera de magnitú 13 separada visualmente 3 segundos d'arcu de Zeta Sculptoris, nun ta físicamente amestada con ella.
Zeta Sculptoris alcuéntrase a 503 años lluz del Sistema Solar.
Na so mesma dirección puede reparase el cúmulu abiertu Blanco-1; anque dacuando consideró-ylo miembru del mesmu, el cúmulu ta un 70% más alloñáu de nós y el so movimientu al traviés del cielu nun concasa col de Zeta Sculptoris.
Zeta Serpentis
Zeta Serpentis (ζ Serpentis / 57 Serpentis / HD 164259 / HR 6710) ye una estrella de magnitú aparente +4,63.
Alcuéntrase na constelación de Serpens en Serpens Cauda, la cola de la culiebra.
Zeta Serpentis ye una subxigante blancu-mariella de tipu espectral F2IV.
Tien una temperatura efectivo ente 6698 y 6732 K, siendo 7,2 vegaes más lluminosa qu'el Sol.
El so diámetru angular —0,698 milisegundos d'arcu— dexa evaluar el so radiu, un 70% más grande qu'el radiu solar.
Xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada de 69,3 km/s, lo qu'implica que el so periodu de rotación pue ser de namái 1,44 díes.
La so masa ye un 44% mayor que la masa solar y tien una edá envalorada ente 1760 y 1900 millones d'años.
Zeta Serpentis presenta una metalicidá inferior a la solar ([Fe/H] = -0,13).
De los diversos elementos evaluaos, lantanu y praseodimiu presenten niveles más altos que nel Sol; esti últimu elementu del grupu de los lantánidos tien una bayura relativa 4,9 vegaes más elevada que nel Sol.
Coles mesmes, ye deficiente —en rellación a los niveles solares— en circoniu, cinc y cobre; la bayura relativa d'esti últimu metal equival al 21% de la esistente na nuesa estrella.
Zeta Tauri
Zeta Tauri (ζ Tau / ζ Tauri / 123 Tauri) ye una estrella binaria asitiada na constelación de Tauru.
Recibe'l nome de Al Hecka, ente que los antiguos babilónicos conocer como Shurnarkabti-sha-shutu, que puede traducise como «la estrella del cuernu sur del toru», yá que ocupa esi llugar na constelación.
Al pie de otres estrelles cercanes, en China llamar Tien Kuan —o Tien Kwan—, «la puerta celestial».
Alcuéntrase a 417 años lluz del Sistema Solar.
La estrella principal del sistema ye una subxigante azul de tipu espectral B2IV con una temperatura que na so superficie algama los 22.000 K.
Considerando la importante cantidá de enerxía radiada en forma de lluz ultravioleta, la so lluminosidá ye 5700 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Rota a la enorme velocidá de 330 km/s, 115 vegaes más apriesa qu'el Sol, lo que se traduz nun período d'un namái día —el Sol completa un xiru en 25 díes—.
Rellacionáu con ello ye la so condición de estrella Be, siendo una de les meyor conocíes dientro d'esta clase.
El discu de materia alredor de la estrella —que'l so diámetru angular pudo ser midíu directamente— tien un diámetru 64 vegaes más grande qu'el diámetru solar.
La radiación procedente del discu ye variable con un periodu averáu de dellos años.
Con una masa de 9 mases solares, tien una edá de 25 millones d'años y ye una estrella n'evolución que ta a puntu de rematar —si nun lu hai fechu yá— la fusión del hidróxenu.
La estrella acompañante, muncho menos masiva, orbita aprosimao a 1 UA de la caliente estrella azul, siendo el so periodu orbital de 0,36 años.
El par forma una binaria eclipsante, variando la so magnitú aparente ente +2,88 y +3,15.
Zeta Telescopii
Zeta Telescopii (ζ Tel / HD 169797 / HR 6905) ye una estrella na constelación de Telescopium.
Con magnitú aparente +4,13, ye la segunda estrella más brillosa na constelación, dempués de α Telescopii.
Alcuéntrase a 127 años lluz de distancia del Sistema Solar.
Zeta Telescopii ye una xigante naranxa de tipu espectral K1III-IV con una temperatura superficial de 4720 K.
Tien una lluminosidá bolométrica 37 vegaes mayor que la del Sol y el so radiu calculáu a partir del so diámetru angular de 2,16 ± 0,11 milisegundos d'arcu— ye 9 vegaes más grande qu'el radiu solar.
Estos parámetros, modestos pa una xigante, llevaron a que sía clasificada tamién como una posible subxigante.
Asina, entá siendo asemeyáu a Pólux (β Geminorum) y a α Horologii, ye menos lluminosa y de menor tamañu qu'éstes. 
La so masa ye aprosimao un 50% mayor que la del Sol.
Zeta Telescopii tien una metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,20).
Los conteníos de aluminiu, calciu, níquel, vanadiu y bariu son bien paecíos a los valores solares, pero sodiu y siliciu son más abondosos que na nuesa estrella.
Zeta Trianguli Australis
Zeta Trianguli Australis (ζ TrA / HD 147584 / HR 6098) ye una estrella de la constelación del Triángulu Austral, la sesta más brillosa de la mesma con magnitú aparente +4,91.
Ye una binaria espectroscópica de tipu espectral F9V con una lluminosidá conxunta de 1,4 soles.
Tien una metalicidá comparable o llixeramente inferior a la del Sol
y una edá envalorada per aciu xirocronoloxía— d'aprosimao 2080 millones d'años.
La componente primaria del sistema paez ser una estrella de la secuencia principal —llogra la so enerxía a partir de la fusión nuclear de hidróxenu en heliu— daqué más caliente que'l Sol. La estrella secundaria foi catalogada como una estrella de tipu G1; sicasí, trabayos recién indiquen que la so masa ta entendida ente 0,09 y 0,45 mases solares, lo que correspuende a una nana colorada de tipu M1V a M7V. El periodu orbital del sistema ye de 12,98 díes, siendo la órbita casi circular con una bien baxa escentricidá de 0,014.
A pesar de ser una estrella alcontrada a 70º S, Zeta Trianguli Australis forma parte de la corriente d'estrelles de la Asociación estelar del sietestrellu.
Alcuéntrase a 39,5 años lluz del Sistema Solar.
Zeta Tucanae
Zeta Tucanae (ζ Tuc / HD 1581 / HR 77 / GJ 17) ye una estrella na constelación de Tucana de magnitú aparente +4,23. Ye la tercer estrella más brillosa de la constelación detrás de α Tucanae y γ Tucanae. 
Zeta Tucanae ye una nana mariella de tipu espectral F9V que la so temperatura efectivo ye de 5900 K, unos 120 K más caliente que la del Sol. Con una masa asemeyada a la solar, ye un 26% más lluminosa que la nuesa estrella.
El so radiu ye un 8% más grande qu'el radiu solar y xira sobre sigo mesma con una velocidá de rotación proyeutada próxima a cero.
Presenta una baxa metalicidá —bayura relativa d'elementos más pesaos qu'el heliu— con un valor en redol al 60% de la solar.
Observaciones nel infrarroxu realizaes col Telescopiu espacial Spitzer revelen un escesu a 70 μm, lo que se rellaciona cola presencia d'un discu circumestelar de polvu.
Zeta Tucanae alcuéntrase a 28 años lluz del Sistema Solar. Les estrelles más cercanes a ella son dos nanes coloraes, Gliese 54 y Gliese 877, a 3,1 y 6,2 años lluz respectivamente.
Nun se detectaron oxetos del tamañu d'una nana marrón —con masa entendida ente 20 y 80 vegaes la masa de Xúpiter— dientro de les 10 UA más próximes a la estrella.
Zeta Tucanae alcuéntrase ente los oxetivos prioritarios del Terrestrial Planet Finder (TPF) pa la busca de planetes terrestres que puedan allugar vida.
Zeta1 Scorpii
Zeta1 Scorpii (ζ Sco / HD 152236 / HR 6262) ye una estrella na constelación de Scorpius, el escorpión, de magnitú aparente +4,77. Alcuéntrase separada 7 minutos d'arcu de ζ Scorpii, cola que nun ta físicamente rellacionada. Mientres esta postrera alcuéntrase a 150 años lluz, Zeta1 Scorpii ye una estrella bien alloñada que la so distancia namái puede ser conocida por aproximamientu. Perteneciente a la asociación estelar Scorpius OB1 y posible miembru del cúmulu abiertu NGC 6231, puede envalorase la so distancia a la Tierra en 5700 años lluz.
Zeta1 Scorpii ye una hiperxigante azul de tipu espectral B1Iape con una temperatura de 21.000 K. Asitiada cerca del centru de la galaxa, apaez de color blancu-mariellu en cuenta de azul por cuenta de la esistencia de nubes de polvu entremedias. La so lluminosidá —considerando la radiación ultravioleta emitida y l'absorción de lluz debío a polvu interestelar— puede algamar un millón y mediu de vegaes la lluminosidá solar, faciendo de Zeta1 Scorpii una de les estrelles más masives de la Vía Lláctea, con una masa d'unes 60 mases solares. Esta enorme lluminosidá asitiar como una potencial variable lluminosa azul, como P Cygni, perdiendo masa estelar a un ritmu d'una cenmilésima de la masa solar per añu, abasnada por un vientu estelar que sopla dende la so superficie a una velocidá de 400 km/s. Estrelles d'estes carauterístiques namái viven unos pocos millones d'años —el hidróxenu internu consúmese bien rápido— pa esplotar dempués como brillosos supernoves.
Zubenelakrab
Zubenelakrab —escritu tamién como Zuben Elakrab— ye'l nome de la estrella γ Librae (γ Lib / 38 Librae), asitiada na constelación de Llibra a 152 años lluz del Sistema Solar. El so nome provién del árabe "al-Zuban al-Aqrab" (الزبن العقرب), que significa «les pinces del escorpión».
Zubenelakrab ye una xigante naranxa de tipu espectral K0III con una temperatura efectivo de 4822 K.
Tien un diámetru 14 vegaes más grande qu'el del Sol, cifra calculada a partir de la midida directa del so diámetru angular —2,16 milisegundos d'arcu—.
De magnitú aparente +3,93, la so lluminosidá ye 71 vegaes mayor que la lluminosidá solar.
Zubenelakrab ye más probe en metales que'l Sol; la so bayura relativa de fierro ta entendida ente'l 38% y el 50% de la esistente na nuesa estrella.
Tien una masa envalorada de 2,5 mases solares pero nun esiste unanimidá tocantes a la so edá; ente que un estudiu señala una edá de 3900 millones d'años, otru amenorga esta cifra a pocu más de 1000 millones d'años.
La esistencia d'una posible compañera cercana, a 0,097 segundos d'arcu, nun pudo ser confirmada por interferometría de moteáu.
Zubenelgenubi
Zubenelgenubi (del árabe الزبن الجنوبي ("az-zuban al-janūbiyy","la pinza sur (del escorpión)) ye la segunda estrella más brillosa de la constelación de Llibra, conocida tamién como α Librae, Kiffa Australis o Elkhiffa Australis (traducciones parciales al llatín del árabe "al-kiffah al-janūbiyy", "el platu sur (de la balanza de Llibra)).
Esta constelación alcuéntrase cerca de la d'Escorpión; los árabes d'antiguo consideraben a Zubenelgenubi y a Zubeneschamali les pinces del signu del zodiacu. Sicasí, los romanos depués inventaron la constelación de Llibra quitándo-y estrelles a la de "Scorpio", razón pola que les estrelles más brilloses de Llibra llámense "Zubenelgenubi" (pinza sur del Escorpión) y Zubeneschamali (pinza norte del Escorpión).
Zubenelgenubi ye una estrella doble visual, tando dambes componentes separtaes una distancia angular de 231" (3'51"). La más brillosa de les dos ye una estrella blanca (tipu espectral A3 y magnitú aparente 2,8) y l'otra estrella ye mariellu-pálida de tipu espectral F4 y magnitú aparente 5,2. De la mesma, la más brillosa de les dos paez ser un sistema estelar doble, formáu por dos estrelles tamién de clase A, éstes bien próximes ente sigo (menos d'una UA). El sistema alcuéntrase a 77 años lluz del nuesu sistema solar.
Zubenelgenubi ta cerca de la eclíptica y puede ser despintada pola lluna y más raramente por planetes: el próximu tapecimientu por un planeta (Mercuriu) va ser el 10 de payares de 2052.
Datos astronómicos de Zubenelgenubi.
Zubeneschamali
Zubeneschamali o Zuben Elschemali ye'l nome de la estrella β Librae (β Lib / 27 Librae), de magnitú aparente +2,61 y la más brillosa de la constelación de Llibra.
El nome de Zubeneschamali provién de la frase árabe الزبن الشمالية "Al Zuban al Shamaliyyah", «la pinza norte», refiriéndose a la vecina constelación d'Escorpión.
Kiffa Borealis, otru nome ocasional, provién tantu del árabe como del llatín, significando «el platu norte de la balanza»; Lanx Septentrionalis, otra denominación d'esta estrella, tien el mesmu orixe.
Piénsase qu'esta estrella marcaba la 22 constelación eclíptica de Babilonia, "Nura sha-Iltānu", «la lluz del norte».
Xuntu a Zubenelgenubi (α Librae) yeren conocíes na antigua Persia como Çrob, «la cornina», ente que en Sogdiana yeren Ghanwand, «la que tien garra».
A una distancia de 160 años lluz del Sistema Solar, Zubeneschamali ye una estrella de la secuencia principal de tipu espectral B8V. Esti tipu d'estrelles suelen paecer de color azul claro, pero Zubeneschamali describióse frecuentemente como verde, siendo nesi casu la única d'esti color visible a simple vista. Con una lluminosidá 130 vegaes mayor que la del Sol, la so temperatura superficial ye de 12.000 K. Esta elevada temperatura produz lluz con un espectro simple, faciendo que sía ideal pal estudiu del gas y polvu interestelar ente nós y l'estrella.
Al igual qu'otres estrelles asemeyaes, la velocidá de rotación de Zubeneschamali ye bien alta —de siquier 260 ± 26 km/s—, unes 130 vegaes superior a la del Sol.
Tien una masa de 3,85 mases solares, siendo la so edá envalorada de 100 millones d'años.
Astrónomos de l'antigüedá atestiguaron que Zubeneschamali yera tan brillosa o más que la cercana Antares (α Scorpii). D'alcuerdu a Eratosthenes (200 e.C.), Zubenschamali yera más brillosu que Antares; Ptolomeo, 350 años dempués, dixo que yera tan brillosu como ésta. La diferencia de rellumu actual ente dambes estrelles ye notable, yá sía porque Antares aumentó'l so rellumu o porque Zubeneschamali perdió intensidá.
ZZ Ceti
ZZ Ceti, tamién conocida como Ross 548, ye una nana blanca asitiada na constelación de Cetus a 103 años lluz de distancia del Sistema Solar.
La lluminosidá de ZZ Ceti apenes supón el 0,7% de la lluminosidá solar ente que l'estudiu del so espectru con modelos matemáticos correspuende a una temperatura efectivo de 11.900 K.
La so masa envalórase en 0,54 mases solares y tien un radiu aprosimao doble que'l radiu de la Tierra.
El so periodu de rotación ye d'un día y mediu.
ZZ Ceti ye una nana blanca pulsante de tipu espectral DAV4, prototipu de les variables que lleven el so nome, variables ZZ Ceti. Nestes estrelles les variaciones son debíes a pulsaciones non radiales, con periodos de pulsación típicos ente 100 y 1200 s. La variabilidá de ZZ Ceti afayóse en 1970 por B.M. Lasker y J.Y. Hesser;xuntu a HL Tau 76 y G 44-32 yeren les úniques nanes blanques variables entós conocíes.
La enerxía dominante nel espectru pulsátil de ZZ Ceti mora en dos dobletes a 213 y 274 s con un espaciamientu de 0,5 s (vease tabla inferior).
La variación nel tiempu del periodu principal de 213,13 s ye tan pequeñu, que ZZ Ceti ye unu de los relóes ópticos conocíos más estables, comparable a los relóes atómicos y más estable que la mayoría de los púlsares.
2014 DX110
L'asteroide entró n'oposición el 15 de febreru de 2014, pero tenía una magnitú aparente bien débil, d'aprosimao 23, y taba a namái 10 graos de la lluna llena. L'asteroide foi afayáu'l 28 de febreru de 2014 por Pan-STARRS con una magnitú aparente de 20 usando un telescopiu Ritchey-Chrétien de 1,8 metros (71 pulgaes).
El 5 de marzu de 2014 a les 21:00 UT, l'asteroide pasó a 0.00232 AU ( 347,000 km ) de la Tierra y algamó una magnitú aparente 15 A les 22:22 UT pasó a 0,00249 UA ( 372.000 km 231 000 milles) de la Lluna EL 6 de marzu de 2014 18:00 UT, l'asteroide taba a menos de 30 graos del Sol atenuáu significativamente
Tien un arcu d'observación de 5 díes, con un parámetru d'incertidume de 6. Foi esaniciáu de la "Sentry List Table" de la JPL el 5 de marzu de 2014 usando la solución JPL 3 con un arcu d'observación de 5 díes. Cuando l'asteroide namái tenía un arcu d'observación de 4 díes y clonar virtuales del asteroide afacer a la rexón d'incertidume na trayectoria conocida, atopóse qu'esistía una probabiliad d'ente 1 en 10 millones de que l'asteroide impactara la Tierra'l 4 de marzu de 2046. Con un -7,11 na escala de Palermo en 20466, la probabilidá d'impactu pal 2014 DX110 en 2046 yera de cerca de 13 millones de vegaes menos que'l fondu nivel de riesgu de los impactos de la Tierra, que se define como'l promediu del riesgu plantegáu polos oxetos del mesmu tamañu o más grande sobre él a lo llargo de los años hasta la fecha sobre l'impactu potencial. L'usu de la órbita nominal, NEODyS amuesa que l'asteroide va alcuéntrase a 2,8 UA (420 millones kilómetros) de la Tierra'l 4 de marzu de 2046.
2014 HQ124
2014 HQ124, conocíu vulgarmente como La Bestia, ye un asteroide cercanu a la Tierra d'unos 325 metros de diámetru que pasó a 3,25 distancies llunares (LD) de la Tierra'l 8 de xunu de 2014. Afayóse'l 23 d'abril de 2014 pol NEOWISE.
Envalórase qu'un eventu d'impactu produciría l'equivalente a 2.000 megatones de TNT y crearía un cráter d'impactu de 5 km. 2014 HQ124 pasó enantes al pie de la tierra en 1952y nun volverá faer lo hasta a finales de 2307.
El 6 de xunu de 2014 l'asteroide rellumó con una magnitú aparente de 13.7 y tuvo na constelación de Horologium. 
Cerca del so acercamientu más próximu a la Tierra'l 8 de xunu de 2014, l'asteroide crució'l ecuador celeste pa convertise nun oxetu del hemisferiu norte, pero tuvo una elongación d'aprosimao 20 graos del Sol. El Observatoriu Goldstone estudió al asteroide'l 8 de xunu de 2014. Les imaxes radar suxuren que ye probablemente un asteroide binariu de contactu.
2014 KH39
2014 KH39 ye un asteroide cercanu a la Tierra que pasó a 1,1 distancia llunar (dl) de la Tierra'l 3 de xunu de 2014. Afayóse'l 24 de mayu de 2014 dende'l Mount Lemmon Survey, pol astrónomu Richard Kowalski. Travesó la constelación de Cepheus a 11 km/s, pasando cerca de la Osa Menor alredor de les 20:00 UTC. Tien un diámetru averáu de 22 metros.
L'asteroide foi noticia por cuenta de que nun sería l'únicu n'averase a la Tierra en xunu de 2014: pasaría 5 díes enantes del asteroide 2014 HQ124, que s'averaría a una distancia de 3,3 dl pero con un diámetru de más de 300 m, motivu pol cual foi moteyáu "la Bestia". Primeramente indicóse que podría tener 650 m.Amás, el so pasu tresmitióse y comentáu en directu per internet gracies al astrofísicu italianu Gianluca Masi, quien s'encargó de la tresmisión per aciu un telescopiu operáu a distancia.
2014 RC
2014 RC ye un pequeñu asteroide cercanu a la Tierra que fixo un aproximamientu cercanu a la Tierra de 0,000267 UA (39,900 km, 24.800 km) (0,1 distancies llunares) en redol a les 18:02 UTC, el 7 de setiembre de 2014.
L'asteroide allumóse de volao a cerca de magnitú aparente 11,5, polo que nun foi visible a güeyu o con binoculares comunes. Nel picu de rellumu del asteroide tenía una declinación de -47, y yera más fácilmente visible en Nueva Zelanda. L'asteroide ye aprosimao tan grande como'l Bólidu de Cheliábinsk, y pasó casi tan cerca de la Tierra como (367943) Duende en 2013.
El 7 de setiembre un meteoritu causó una fuerte esplosión nuna zona ensin habitar al oeste del aeropuertu internacional de Managua (Nicaragua). Cayó con un enclín d'entrada de 50° con dirección oeste-noroeste y creó un cráter d'unos 12 m de diámetru y 5,5 m de fondura na zona del impactu. Envalórase qu'esti meteoritu pudo esprendese del asteroide 2014 RC.
2014 RC foi retiráu de la Tabla de Riesgu JPL Sentry el 5 de setiembre de 2014 y nun hai feches posibles d'impactu conocíos nos próximos 100 años. El 8 de setiembre 2115 l'asteroide puede pasar tan cerca como 0,0017 UA (250.000 km).
Mientres l'aproximamientu cercanu a la Tierra en 2014, el periodu orbital de 2014 RC amenorgar de 600 díes a 549 díes. La escentricidá orbital menguó ente que la enclín orbital aumentó. Mientres 2014, los asteroides 2014 AA y 2014 LY21 averáronse a la Tierra. 
SN 2014J
SN 2014J ye una supernova tipu Ia na Galaxa del Cigarru (Messier 82) afayada a mediaos de xineru de 2014. Ye la supernova de tipu Ia más cercana descubierta nos postreros 42 años. Afayóse por accidente mientres una sesión d'enseñanza de pregráu nel observatoriu de la Universidá de Londres. SN 2014J ye anguaño oxetu d'una intensa campaña d'observación por astrónomos profesionales, y ye lo suficientemente brillosa pa ser vista polos astrónomos aficionaos.
791 Ani
(791) Ani ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 29 de xunu de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
Ta nomáu por Ani, antigua ciudá armenia d'orixe medieval que les sos ruines alcuéntrase en Turquía.
780 Armenia
(780) Armenia ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 25 de xineru de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
Ta nomáu por Armenia, una antigua rexón d'Asia ente los mares Caspio y Negru.
776 Berbericia
(776) Berbericia ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 24 de xineru de 1914 por Adam Massinger dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
786 Bredichina
(786) Bredichina ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 20 d'abril de 1914 por Franz Heinrich Kaiser dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
795 Fini
(795) Fini ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 26 de setiembre de 1914 por Johann Palisa dende'l observatoriu de Viena, Austria.
Desconozse la razón del nome.
777 Gutemberga
(777) Gutemberga ye un asteroide perteneciente al cinturón esterior d'asteroides afayáu'l 24 de xineru de 1914 por Franz Heinrich Kaiser dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
Ta nomáu n'honor del inventor alemán Johannes Gutenberg (c. 1398-1468).
788 Hohensteina
(788) Hohensteina ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 28 d'abril de 1914 por Franz Heinrich Kaiser dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
794 Irenaea
(794) Irenaea ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 27 d'agostu de 1914 por Johann Palisa dende'l observatoriu de Viena, Austria.
781 Kartvelia
(781) Kartvelia ye un asteroide perteneciente al cinturón esterior d'asteroides afayáu'l 25 de xineru de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
Ta nomáu polos kartveli, un antiguu pueblu de Xeorxa.
789 Lena
(789) Lena ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 24 de xunu de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
Ta nomáu por Elena Petrovna «Lena» Neuimina (1860-1942), madre del descubridor.
775 Lumière
(775) Lumière ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 6 de xineru de 1914 por Joanny-Philippe Lagrula dende'l observatoriu de Niza, Francia.
Ta nomáu n'honor de los hermanos Lumière Auguste (1862-1954) y Louis (1864-1948), inventores del cinematógrafu.
797 Montana
(797) Montana ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides descubiertu por Holger Thiele dende'l observatoriu de Hamburgu-Bergedorf, Alemaña, el 17 de payares de 1914.
Montana foi designáu primeramente como .
Montana ta asitiáu a una distancia media del Sol de 2,535 ua, pudiendo alloñar hasta 2,69 ua. El so enclín orbital ye 4,509° y l'escentricidá 0,06091. Emplega 1475 díes en completar una órbita alredor del Sol.
782 Montefiore
(782) Montefiore ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 18 de marzu de 1914 por Johann Palisa dende'l observatoriu de Viena, Austria.
Ta posiblemente nomáu n'honor de Clarice Sebag-Monteﬁore, esposa de Alphonse Mayer Rothschild (1878-1942).
787 Moskva
(787) Moskva ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 20 d'abril de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
Ta nomáu pela ciudá de Moscú, capital de Rusia.
779 Nina
(779) Nina ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 25 de xineru de 1914 por Grigori Nikoláievich Neuimin dende'l observatoriu de Simeiz en Crimea.
783 Nora
(783) Nora ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 18 de marzu de 1914 por Johann Palisa dende'l observatoriu de Viena, Austria.
Ta posiblemente nomáu pol drama homónimu del escritor noruegu Henrik Ibsen (1828-1906).
784 Pickeringia
(784) Pickeringia ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 20 de marzu de 1914 por Joel Hastings Metcalf dende Winchester, Estaos Xuníos.
Pickeringia designóse de primeres como .
Darréu, foi nomáu n'honor de los astrónomos estaunidenses Edward Charles Pickering (1846-1919) y William Henry Pickering (1858-1930).
Pickeringia ta asitiáu a una distancia media de 3,097 ua del Sol, pudiendo averase hasta 2,348 ua. El so enclín orbital ye 12,29° y l'escentricidá 0,2418. Emplega en completar una órbita alredor del Sol 1991 díes.
798 Ruth
(798) Ruth ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 21 de payares de 1914 por Maximilian Franz Wolf dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
Ta posiblemente nomáu por Rut, un personaxe de la Biblia.
796 Sarita
(796) Sarita ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 15 d'ochobre de 1914 por Karl Wilhelm Reinmuth dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
Desconozse la razón del nome. Hugo Arturu Martínez calculó la órbita en 1920.
Sinope satélite
Sinope (Σινώπη griegu) ye un satélite retrógradu irregular de Xúpiter descubiertu por Seth Barnes Nicholson nel Observatoriu Lick en 1914, y lleva el nome de Sinope de la mitoloxía griega.
Sinope nun recibió'l so nome actual hasta 1975; enantes d'esa fecha, yera a cencielles conocíu como Xúpiter IX. Dacuando yera llamáu "Hades", ente 1955 y 1975.
Sinope yera'l satélite más ultraperiférico conocíu de Xúpiter, hasta'l descubrimientu de Megaclite en 2000.
Sinope orbita a Xúpiter con una alta escentricidá y altu enclín retrógradu. Los elementos orbitales son los de xineru de 2000. Tán camudando de cutio por cuenta de les perturbaciones solar y planetariu. De cutiu créese que pertenecen al grupu Pasiphaë. Sicasí, dada'l so enclín mediu y color distintu, Sinope podría ser tamién un oxetu independiente, prindáu, non rellacionáu col choque y la disolución nel orixe del grupu. La diagrama ilustra los elementos orbitales de Sinope en rellación colos otros satélites del grupu.
Sinope ye tamién conocíu por ser secular en resonancia con Xúpiter, de forma similar a Pasiphae. Sicasí, Sinope puede abandonar d'esta convocatoria y de los dos periodos resonante y non resonante n'escales de tiempu de 107 años.
Sinope tien un diámetru envaloráu de 38 kilómetros (suponiendo un albedo de 0,04). El satélite ye de color coloráu (color índice BV = 0,84, RV = 0,46). a diferencia de Pasiphae que ye gris.
El so espectru infrarroxu ye similar a los asteroides de tipu D, tamién ye distinta a la Pasiphae. Estes diferencies de los parámetros físicos suxuren un orixe distintu al de los principales miembros del grupu.
http://web.archive.org/20081008073721/www.geocities.com/saiza_2003/Moons/PicMoons.htm
http://www.journals.uchicago.edu/AJ/journal/issues/v120n5/200233/200233.web.pdf
http://www.journals.uchicago.edu/doi/abs/10.1086/316817
http://adsabs.harvard.edu//full/seri/PASP./0026//0000197.000.html
http://adsabs.harvard.edu//full/seri/PASP./0051//0000093.000.html
http://www.cfa.harvard.edu/iauc/02800/02846.html
http://web.archive.org/20030805013031/www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/JSATS/SJ2003.pdf
http://arxiv.org/abs/astru-ph/0312571
778 Theobalda
(778) Theobalda ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 25 de xineru de 1914 por Franz Heinrich Kaiser dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
785 Zwetana
(785) Zwetana ye un asteroide perteneciente al cinturón d'asteroides afayáu'l 30 de marzu de 1914 por Adam Massinger dende'l observatoriu de Heidelberg-Königstuhl, Alemaña.
810 e.C.
811 e.C.
812 e.C.
813 e.C.
814 e.C.
815 e.C.
816 e.C.
817 e.C.
818 e.C.
819 e.C.
820 e.C.
821 e.C.
822 e.C.
823 e.C.
824 e.C.
825 e.C.
826 e.C.
827 e.C.
828 e.C.
829 e.C.
830 e.C.
831 e.C.
832 e.C.
833 e.C.
834 e.C.
835 e.C.
836 e.C.
837 e.C.
838 e.C.
839 e.C.
840 e.C.
841 e.C.
842 e.C.
843 e.C.
2021
2021 (MMXXI) sedrá un añu normal entamáu en vienres nel calendariu gregorianu.
2022
2022 (MMXXII) sedrá un añu normal entamáu en sábadu nel calendariu gregorianu.
2023
2023 (MMXXIII) sedrá un añu normal entamáu en domingu nel calendariu gregorianu.
Robert FitzRoy
Robert FitzRoy (Suffolk, Inglaterra, 5 de xunetu de 1805 – Surrey, Inglaterra, 30 d'abril de 1865) foi un marín, esplorador y meteorólogu británicu, famosu por haber sío'l capitan del barcu HMS Beagle mientres el viaxe del naturalista Charles Darwin alredor del mundu, ente los años 1831 y 1836.
Amás, FitzRoy foi gobernador de Nueva Zelanda ente 1843 y 1845.
Un datu interesante sobre FitzRoy foi'l so parentescu col rei Carlos II d'Inglaterra per parte del so padre.
Sieglu LIX e.C.
Sieglu LX e.C.
Sieglu LXI e.C.
Sieglu LXII e.C.
John de Lancie
Jonathan "John" de Lancie (20 de marzu de 1948) foi un cómicu y actor estaoxunidense.
Arte paleocristianu
Denomínase arte paleocristianu al estilu d'arte qu'esiste nos seis primeros sieglos de la nuesa era a consecuencia del surdimientu ya espardimientu del cristianismu. Si bien empieza siendo un arte marcadamente funerariu que se desarrolla al principiu con ircertidume, poco a poco va afianzándose hasta convertise na ponte que xune la cultura clásica y la cristiana. 
Dende'l puntu de vista cronolóxicu desenvuélvese nos cinco primeros sieglos de la nuesa era, distinguiéndose dos etapes separaes pol Edictu de Milán (313), nel cual se reconoz la llibertá de cultu a los cristianos.
Nesta primer etapa, anterior al Edictu de Milán, la Ilesia nun tien llibertá de cultu. Roma, que se caracterizara pola so tolerancia en materia de relixón, termina por nun aceptar al cristianismu a causa de les marcaes diferencies ente los cristianos y los paganos. El monoteísmu de los primeros al empar que'l so celu proselitista, el refugu haza otres creencies y la so negativa a rindir cultu al emperador van ser les principales causes del enfrentamientu. Sicasí, los cuatro primeros emperaores (Augustu, Tiberiu, Calígula y Claudiu) permiten l'espardimientu del cristianismu al nun observase tovía en riesgu la integridá del Imperiu. Siendo emperador Nerón entama la primer persecución de les diez que van sufrir los cristianos dende'l sieglu I al IV. 
Les persecuciones y la necesidá que tienen los cristianos de reunise en determinados llugares para poder prauticar el cultu ensin ser descubiertos, llévalos a utilizar les cases particulares. Dende'l principiu del sieglu III dalgunes son adautaes a les necesidaes de les congregaciones cristianes. Nelles tienen llugar les reuniones dominicales ("sinaxis") cola celebración de la Eucaristía, amás de la llectura de los Evanxelios y de les Epístoles, el sermón y el rezu en común de les oraciones. Esti tipu d'edificiu llamóse "domus ecclesiae", un llugar de reunión y de cultu nel que yera indispensable un comedor, polo que nel "tricliniu" de la casa romana viose la estancia que reunía les condiciones más oportunes pa tales reuniones. 
En Dura Europos (Siria), una ciudá que funda Alexandru Magno a la vera del Éufrates, pue atopase’l más antiguu exemplu. Del sieglu III, consta como cualquier casa griega d’un peristilu o patiu de columnes, con habitaciones de tamaños distintos.La que se destina como bautisteriu ye rectangular con techu de madera y una pila adosao a una de les parés. Les pintures, mal conservaes, representen a Adán ya Eva nel Paraísu, al Bon pastor, a David matando a Goliat, a San Pedro caminando sobre les agües y la curación del paralíticu por Xesús.
Otra construcción d’ésta domina ye’l "martyrium", de planta central, que sirvía pa guardar la tumba d’ún mártir o recordaba’l so martiriu. Recuerda a otres construcciones paganes ("heroa") n’honor a dellos héroes. 
Los cristianos nun aceptaben la cremación de los cadabres, yá qu'ellos prauticaben la inhumación. Nesti sen, y teniendo en cuenta que nun queríen ser enterrados cerca de los sepulcros paganos, nun principiu utilizaron los xardinos privaos de les viviendes de dellos fieles, pero a midida que foi creciendo la comunidaá cristiana estos espacios foron insuficientes, polo qu'a fines del sieglu II y principios del III adquirieron terrenos nes afueres de Roma, siendo esti l'orixe de les catacumbes, que van dexar d'utilizase a fines del sieglu V y comienzos del VI.
Estos cementerios soterraños son de grandes dimensiones, llegando a tener dalgún hasta cinco galeríes. Col tiempu van abandonase como consecuencia de les guerres ya les invasiones, pero’l descubrimientu casual d’una de les catacumbes de la Via Salaria nel sieglu XVI espierta de nueves l’interés. Nestes catacumbes escávense delles galeríes ("ambulacra") nes que se van abrir en sentíu llonxitudinal unes cavidaes rectangulares ("loculi") -onde se van depositar los cadabres- que llueu se zarren con llábanes de mármole o ladriyu; ellí u se crucien delles galeríes ("cubicula") hai un nichu semicircular ("arcosolium") nel que descansa’l cuerpu de dalgún martir.
Ye en Roma u se puen atopar les catacumbes más importantes; ente elles hai que destacar les de San Calixto, San Sebastián, Domitila, Santa Inés y Priscila, anque esisten otres en Nápoles, Sicilia y nel norte d'África.
La "cella memoriae" ye una capiella construyía al aire llibre encima de les catacumbes. Yera un edificiu de pequeñes dimensiones con planta cuadrada o trilobulada onde -cuando hebo mayor tolerancia pa colos cristianos- se celebraben los actos del cultu. Sicasí, y a consecuencia del reconocimientu de la llibertá de cultu a los cristianos col Edictu de Milán (313), estes construcciones nun llegaron a espardese por culpa de la edificación de grandes basíliques.
Ente los motivos simbólicos más comunes podemos ver el "crismón" o monograma de Cristo, formáu poles dos primeres lletres entrellacies del so nome en griegu, X-P, al que más tarde s’añaden a los llaos la primer y última lletra del alfabetu griegu (alfa-omega) pa simbolizar el principiu-fin de toles coses. La vide representa el sangre de Xesús; el pexe fai referencia tamién al nome de Cristo, pues la pallabra griega IXZUS, que significa pexe, contién les cinco primeres lletres de la fras "Iesos Christos Theou Uios Soter" (Xesús Cristo fíu de Dios Salvador).
Otros símbolos emplegaos son el pavu real, l’ancla y la palomba. El primeru ye símbolu de la inmortalidá, yá que se pensaba que la so carne nun yera corrompible; l’ancla significa la esperanza del cristianismu y, de cuando en vez, va en compaña d’ún delfín, amigu del home; la palomba llevando nel picu una rama d’olivu fai referencia a la lliberación. Tamién se representaron temas d’orixe paganu; la nueva relixón dio-yos un conteníu cristianu, colo que se produz la fusión ente les fontes bíbliques ya les paganes. Nesti sen, determinaos mitos foron incorporaos a la iconografía cristiana, polo qu’Orfeo pasó a ser la personificación de Xesús cuando desciende al llimbu, al tiempu qu’Eros ya Siquis faen referencia a l’alma xunida a Dios nel amor. Aristeu, fíu d’Apolu y de la ninfa Cirene, dios y patrón de l’agricultura, de la ganadería y de la caza, conviértese nel Bon Pastor, y represéntase llevando una oveya al llombu como símbolu de l’alma. Dacuando esta figura asóciase tamién a la de la Orante, una moza colos brazos abiertos n’actitú d’orar, que representa l’alma lliberao del cuerpu y gozando del Paraísu. Per otru llau, los "amorinos" pastores ya vendimiadores que decoraben les cases de Pompeya pasaron a ser símbolu del Paraísu ya la Eucaristía, al empar que les guirlandes simbóliques de la inmortalidá; esto ye: determinaos temes decorativos paganos adquirieron nel arte paleocristianu un sentíu místicu.
Depués de 313 van surdir otros temes iconográficos, ensin qu’esto signifique la desapaición de les antigües imaxes de les catacumbes. Pero va dexándose de llau l’ideal clásicu y gana importancia la espresivá de les formes. Nesti sen destaca la rellación cola iconografía imperial de Cristo dando la Llei ("traditio Legis") o nel tronu colos apóstoles. Surde asina la forma de Cristo en Maxestá, que va tener gran repercusión nel arte medieval. 
Los emperadores del Imperiu Romanu d’Occidente ya Oriente, Constantinu (306-337) y Liciniu (308-324) redacten en Milán nel añu 313 un edictu nel que se concede la llibertá d’espresión a toles relixones, ente elles ya sobre manera al cristianusmu, que l’emperador Teodosiu (379-395) va declarar relixón oficial del Estáu nel añu 380 (Edictu de Tesalónica). Pero ye dende l’Edictu de Milán cuando se plantega la necesidá d’una arquitectura propiamente cristiana especializada, que ye la que va poner les bases de la posterior.
La ilesia, pallabra d’orixe griegu ("ecclesia") que significa “asamblea”, ye’l llugar d'aconceyamientu de tolos fieles, a diferencia del templu paganu, que nun tien esa finalidá, y d’ehí los diferentes plantegamientos arquiteutónicos. A causa del caráuter congregacional d’esta relixón precísase d’un edificu zarráu que seya quién a albergar un gran númberu de creyentes, polo que d’ente los edificios públicos romanos vese na basílica’l meyor modelu a siguir. 
El cuerpu principal de la construcción va precedíu d’un "atrium", patiu cuadrangular y porticáu deriváu del que yá esiste na arquiteutura doméstico, con una fonte o "cantharus" nel centru, dando pasu asina al templu a traviés del "narthex", nave tresversal pa los catecúmenos. La basílica, que mira pal este, solía ser de trés naves -anque les más importantes teníen cinco-, siendo la central el doble d’ancho que les llaterales, y tamién de mayor altura, polo que nella podíen abrise unes ventanes. Les naves separábense con columnes xuníes con arquitrabes o arcades. En dalgún casu sobre les naves llaterales llevántense unes tribunes destinaes a les muyeres ("matroneum"). La nave central terminaba nun arcu triunfal abiertu a la nave tresversal del cruceru o "transeptum". A traviés d’unes grades llegábase al "presbiteriu" o cabecera, la parte más importante de la basílica, de planta semicircular, con un altar nel centru cubiertu con baldaquín. Namás s’abovedaba l’ábside, quedando les naves con una cubierta de madera con casetones. Los fieles ocupaben les naves llaterales, quedando les muyeres nel llau derechu y los homes nel izquierdu. 
El sofitu del emperador Constantinu a os cristianos trai consigo la construcción de dellos templos. Aparte de la basílica de San Xuan de Lletrán, orixe de les demás ilesies cristianes, l’otru gran templu constantinianu de Roma foi la basílica de San Pedro, que s’edifica ente los años 319-322 na colina del Vaticanu, y que desapaez cola construcción de l’actual basílica. 
Ente los edificios de planta central figuren el bautisteriu y el mausoléu. El primeru formaba parte de la basílica, anque yera una construcción independiente d’ella. Inspiráu nos ninfeos o baños de los palacios romanos ye de planta central y, por regla xeneral, octogonal. Nel centru quedaba una pila de grandes dimensiones u se podía celebrar el bautismu por inmersión de los adultos. De tiempos de Constantinu ye’l de San Xuan de Lletrán, en Roma, construyíu nel añu 315. Ye destacable tamién el bautisteriu de los Ortodoxos en Rávena. 
Los mausoleos son edificios de caráuter funerariu de planta central. Son destacables el de Santa Constanza, del añu 350, y el de Gala Placidia, del sieglu V, dedicáu a San Llorenzo. 
Anque los sarcófagos decorados con temes paganos ya significáu cristianu apaecen pronto, sin embargu los más interesantes y yá con escenes cristianes del Antiguu y del Nuevu Testamentu son posteriores a la Paz de la Ilesia, del sieglu IV y de parte del V. Solíen ser prefabricados, colos rasgos de los difuntos a medio esbozar y nel interior d’un medayón circular o "clipeum" ("imago clipeata" qu’en dellos casos se sustituyía con una cascariella) nel centru de la cara anterior del sarcófagu. Al ser adquiríu esti yera cuando se terminaba’l retratu del difuntu. En xeneral namás quedaben llabraos trés de los frentes, quedando’l cuartu ensin relieves por dir a quedar contra la parede. 
N’otros casos los relieves apaecen nún únicu frisu o nun frisu doble, anque también esisten sarcófagos de columnes, con frontones y arcos alternados que sirven de separación a les diferentes escenes (en dellos casos tamién se pueden ver árboles sustituyendo a les columnes). Igualmente hai sarcófagos tallaos con estríxiles, motivu ornamental esti a base d’acanalaures ondulaes ("Sarcófagu de Baebia Hertofila", Muséu de les Termes, Roma, sieglu III), nos que les partes con relieve queden reducíes al centru ya a los estremos. Del sieglu IV son el sarcófagu llamáu "Dogmáticu" y el de los "Dos Hermanos", dambos nel Muséu P. Cristiano (Roma), y el de "Junius Bassus", na cripta del Vaticanu. Nesti podemos ver cómo les escenes apaecen en dos frisos con columnes, arquitrabes, arcos y frontones alternados: nel frisu superior vemos el sacrificiu d’Isaac, la detención de San Pedro, a Xesús ente Pedro y Pablo y llueu énte Pilatos; nel frisu inferior podemos ver la miseria de Job, a Adán y Eva llueu de cometer el pecáu, a Xesús entrando en Xerusalén, a Daniel na cueva los lleones y a San Pablo siendo conducíu al martiríu.
El mosaicu ye una téunica romano-helenístico que consiste na yustaposición de teseles de diversos colores sobre un fondu de cementu. 
Nel mausoléu de Santa Constanza (Roma), del sieglu IV, perdiéronse los mosaicos de la cúpula –con escenes del Antiguu y del Nuevu Testamentu-, pero consérvense bien los de la bóveda de cañón que cubre la nave anular con motivos florales, xeométricos ya figurativos de tradición profana. De gran plasticidá ya dinamismu, d’ente ellos destaquen unos "putti" vendimiadores de fuerte coloríu sobre fondu blancu, asemeyaos a los que se puen ver en dellos sarcófagos.
El mausoléu de Gala Placidia y el bautisteriu de los Ortodoxos, dambos en Rávena y del sieglu v, tán igualmente cubiertos de mosaicos. Nel centru de la cúpula del mausuléu de Gala Placidia represéntase la cruz sobre un fondu azul con estrelles y el Tetramorfos (símbolos de los evanxelistas). Nos llunetos destaquen el Bon Pastor cola cruz, San Llorenzo camín del martiriu y la representación d’unos ciervos que busquen la fonte de la vida eterno, too ello con un fondu azul con guirlandes decoratives, frutes, flores y motivos xeométricos.
Economía de Baḥréin
Con un sistema de telecomunicaciones y tresportes bien desenvueltu, Baḥréin ye see de diverses empreses con negocios na rexón del Golfu Pérsicu. El petroleu ye responsable por 70% de les rentes del gobiernu, 60% de les esportaciones y el 11% del productu internu brutu.
Baréin foi'l primer país del Golfu Pérsicu n'empezar a esplotar los sos xacimientos petrolíferos de Yébel Dukhan y Abu Sa'fah, a partir de 1932 xuntu cola refinería de Awali con una capacidá de 12 millones de tonelaes. Esti desenvolvimientu xuntu cola industria tradicional pa la construcción, cerámica y lloza según la pesca fueron el sustentu económicu de la primer metá del sieglu XX. 
Una vegada llegaos los años setenta l'aumentu del preciu del petroleu xunío al descubrimientu del escosamientu de les reserves llevó a la creación de grandes planes de industrialización, atrayendo a nueva inversión internacional y ufiertando gas natural a precios bien competitivos. Ello desaguó nuna fuerte industrialización, cuantimás industria pesao bien intensiva n'enerxía como ye l'aluminiu de la mano de la empresa Aluminium Bahrein (ALBA) que se consolidó como la mayor productora d'Oriente Próximu; al pie de ella conformó una gran estructura industrial con sectores como l'aceru, la construcción naval y l'industria petroquímica.
Como parte de los sos esfuerzos pa construyir una economía moderna, Bahrein empezó una serie de reformes llaborales mientres el gobiernu del Ministru del Trabayu Majeed Al Alawi, con mires a afaer el mercáu llaboral a los estándares internacionales. Bahrein pretende espandir les sos industries d'alta tecnoloxía, invierte en investigación y desenvolvimientu, y fortalez los sos ventayes competitives dientro d'una economía global.
En 2006, anuncióse que'l Parque de Ciencia y Tecnoloxía de Bahrein, una iniciativa de la Casa de Finances del Kuwait, sería reflexu d'esti esfuerzu pa crear una economía diversificada, apurriendo empleos d'alta cualificación pa trabayadores locales y estranxeros, apurriendo un sitiu pa innovación y desenvolvimientu creativu, que tien de traer beneficios directos a la nación isleña. La construcción del parque empezó l'añu 2012, a un costu envaloráu de US$ 1 mil millones.
Velocidá radial
La velocidá radial ye la velocidá d'un oxetu a lo llargo de la llinia visual del observador. Esto ye la componente de la velocidá cola que l'oxetu s'avera  (Corrimientu al azul) o "alloña" (Corrimientu al bermeyu) del observador, magar que nun se mueva exautamente en direición de choque col observador. Ye perpendicular a la velocidá tresversal del oxetu.
La velocidá radial d'una estrella o otros oxetos lluminosos pero distantes puen midise con precisión, tomando un altu resolvimientu del espectru y comparando les midíes de llonxitú d'onda de conocíes llinies espectrales con llonxitú d'onda a partir de midíes feches nun llaboratoriu. Por convención, una velocidá radial positiva indica que l'oxetu allóñase, y si'l signu ye negativu, entós l'oxetu avérase.
Distancia
En matemátiques, la distancia ente dos puntos del espaciu euclídeo equival al llargor del segmentu de la reuta que los xune, espresáu numbéricamente. N'espacios más complexos, como los definíos na xeometría non euclidiana, el «camín más curtiu» ente dos puntos ye un segmentu reutu con combadura denomada xeodésica.
En física, la distancia ye una magnitú escalar, que s'espresa n'unidaes de llonxitú.
Dende un puntu de vista formal, pa un conxuntu d'elementos formula_1 defínese distancia o métrica como cualquier función matemática o aplicación formula_2 de formula_3 en formula_4 que verifique les siguientes condiciones: 
Si dexamos de desixir que se cumpla esta última condición, al conceutu resultante denómase-y pseudodistancia o pseudométrica.
La distancia ye'l conceutu fundamental de la Topoloxía d'Espacios Métricos. Un espaciu métricu nun ye otra cosa qu'un par formula_12, au formula_1 ye un conxuntu nel que definimos una distancia formula_14.
Nel casu de que tuviésemos un par formula_12 y formula_14 fore una pseudodistancia sobre formula_1, entós diríamos que tenemos un espaciu pseudométricu.
Si formula_12 ye un espaciu métricu y formula_19, podemos restrinxir formula_14 a formula_21 de la siguiente forma:
formula_22 de mou que si formula_23 entós formula_24 (ye dicir, formula_25). L'aplicación formula_26 ye tamién una distancia sobre formula_14, y como comparte sobre formula_28 los mesmos valores que formula_14, denótase tamién de la mesma manera, ye dicir, diremos que formula_30 ye subespaciu métricu de formula_12.
Magnitú aparente
La magnitú aparente (m) d'una estrella, planeta o d'otru cuerpu celeste ye una midida de la cantidá de lluz (enerxía) que se recibe del oxetu. Mentanto que la cantidá de lluz recibida depende realmente del anchu de l'atmósfera, les magnitúes aparentes normalícense a un valor que tendríen fora de l'atmósfera. La magnitú absoluta, M, d'un oxetu, ye la magnitú aparente que tendría si tuviera a 10 parsecs.
La magnitú aparente pue midise pa determinaes bandes del espectru lluminosu. Nel casu del espectru visible, denómase magnitú visual (formula_1) y pue envalorase pol güeyu humanu.
Anguaño utilícense los fotómetros que dexen midir magnitúes con muncha precisión. Ésti ye capaz de catalogar n'orde de magnitú aparente y estremar cuando dos estrelles tienen la mesma magnitú aparente o una estrella y una fonte artificial.
Tipu espectral
El tipu espectral estelar, conocíu tamién como Clasificación espectral de Harvard, yá que lu empezó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidá de Harvard nel añu 1890, y que perfeicionó Annie Jump Cannon de la mesma universidá en 1901, ye la clasificación estelar más utilizada n'astronomía. Les distintes clases numbérense de les más templaes a fríes. Son les siguientes:
Les distintes clases estrémense darréu siguiendo númberos arábicos del 0 al 9. A0 especifica les estrelles más calientes de la clase A, mientres que A9 refierse a les más fríes. Por exemplu, el Sol ye una estrella de tipu G2. Esta clasificación complétase colos tipos R, N y S.
La diagrama Hertzsprung-Russell rellaciona la clasificación espectral cola magnitú absoluta, lluminosidá y temperatura superficial de les estrelles. Esiste una regla nemotécnica pa recordar la secuencia, consistente nuna frase n'inglés que les sos palabres empiecen por eses lletres: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gai, Kiss Me Right Now Sweetly. Tamién esiste una regla mnemotécnica n'asturianu: "¡Oh, Bienllegaos Afamaos Feligreses!, Glayó Krispín Mientres Regaba los Nuesos Sabugos." 
Lluminosidá
En Física de partícules defínese la lluminosidá instantáneo como'l númberu de partícules por unidá de superficie y por unidá de tiempu nuna faza. Mídese n'unidaes inverses de seición eficaz por unidá de tiempu. Al integrar esta cantidá mientres un periodu llógrase la lluminosidá integrada, que mídese n'unidaes inverses de seición eficaz (como por exemplu el pb). Cuanto mayor ye esta cantidá mayor ye la probabilidá de que se produzan socesos interesantes nun esperimentu d'altes enerxíes. Dau un procesu que la so seición eficaz, σ, conocemos, pa una lluminosidá integrada, "L", dada, podemos envalorar el númberu de vegaes que se va a producir esi socesu a cencielles multiplicando dambes cantidaes:
N'astronomía, la lluminosidá ye la potencia (cantidá d'enerxía por unidá de tiempu) emitida en toes direiciones por un cuerpu celeste. Ta direutamente rellacionada cola magnitú absoluta del astru. Esti valor nun ye constante si se consideren periodos mui llargos, una y bones la estrella va camudando la so lluminosidá según l'estáu en que s'atope, pero caltiénse constante en períodos avezaos pal humanu. Magar que puede llevar a tracamundiu, n'astronomía la lluminosidá ye un conceutu distintu al de rellumu; el rellumu depende fundamentalmente de la distancia a la qu'atopamos d'un determináu oxetu, ente que la lluminosidá ye una propiedá física.
La lluminosidá del Sol, L o L ye la unidá clásica usada n'astronomía pa comparar la lluminosidá d'otros astros. El so valor averáu ye de: 
Podemos calcular un aproximamientu de la constante con pocos datos. La densidá de Potencia que la Tierra recibe del Sol ye aprosimao:
Una esfera de radio "R" igual a 1 UA tien una superficie de
Si suponemos que la densidá de potencia qu'emite'l Sol caltiénse constante en toles direcciones, podemos calcular la potencia total emitida como:
Dómina (astronomía)
N'astronomía, época, o tamién dómina de les coordenaes, ye una fecha precisa a la que faen referencia les coordenaes celestes calculaes pa les estrelles. Teniendo como orixe que dalgunos de los movimientos de la Tierra son perceutibles, tales como'l xiru sobre la so exa (día) y el xiru alredor del Sol (añu) y otros non tan perceptibles, conocíos col nome de precesión y nutación, ye d'entender que les coordenaes de les estrelles camuden, magar que casi imperceutiblemente, cada añu. Por esta razón resulta oportuno facer referencia a un precisu intre de tiempu pal so cálculu.
La dómina de les coordenaes que más s'usa nos actuales atles celestes y nes Efemérides ye'l de J2000.0, que s'afita como referencia nel 1 de xineru de 2000 a les 12:00 TT. El prefixu "J" vien a indicar que ye Dómina xuliana. L'estándar anterior foi B1950.0, col prefixu "B" indicando que yera Dómina besseliana.
Les dómines besselianes emplegáronse enantes de 1984 y anguaño, nos cálculos astronómicos empléguense namái dómines xulianes.
Les dómines que faen referencia a los elementos orbitales danse por norma xeneral en tiempu terrestre (TT) y descríbense distintos formatos:
Heterosexismu
L'heterosexismu (del griegu ἕτερος, "diferente", y del llatín "sexualis"), o heterocentrismu, denota la suposición de que tol mundu ye heterosexual y la creencia en que les persones heterosexuales son por naturaleza superiores a les persones homosexuales y bisexuales. Amás, l'heterosexismu indica la discriminación y el prexuiciu en favor de les persones heterosexuales y contra los homosexuales y bisexuales. Como predisposición hacia les persones heterosexuales y la heterosexualidá, l'heterosexismu califícase por tar "enraigonáu y [ser] característicu de les más importantes instituciones sociales, culturales y económiques de la nuesa sociedá."
Por tanto, l'heterosexismu engloba les creencies y les actitúes soxacentes de tal preferencia. L'heterosexismu nun ye monopoliu esclusivu de les persones heterosexuales, la xente de cualquier orientación sexual, incluso gais, lesbianes y bisexuales, pueden tener creencies heterosexistes surdíes de la noción cultural esencialista na que la masculinidá (home) y la feminidá (muyer) se complementen entre sí.
Ún de los efectos principales del heterosexismu ye la marxinación o la esclusión social de les persones LGTB. Como homofobia, lesbofobia o homofobia interiorizada, l'heterosexismu tien el so papel en realidaes sociales qu'encamienten a les persones a esconder la so orientación sexual.
L'heterosexismu y los sos prexuicios pueden ser fonte de discriminación, maltratu o violencia escontra les persones LGTB ya incluso escontra les muyeres y los homes con independencia de la so sexualidá, como esplica Karen Franklin:
«Dientro'l sistema heterosexiste cualquier home que refugue aceptar los códigos culturales dominantes de comportamientu masculín correutu ye etiquetáu rápidamente como "margaritu" o "afemináu" y ye suxetu de maltratu. Del mesmu xeitu, cualquier muyer que s'oponga a la dominación y al control masculín pue ser etiquetada como lesbiana y atacada. La posibilidá de ser marxináu en tanto qu'homosexual, con independencia de les atracciones y comportamientos sexuales reales, ye una presión sol conxuntu de xente p'adaptase al códigu de comportamientu de xéneru, agora y reforzando asina la estructura xerarquizada xenerada na nuestra sociedá.»
Masa solar
La Masa solar ye una unidá de midida usada n'astronomía y astrofísica pa midir comparativamente la masa de les estrelles y otros oxetos astronómicos bien masivos, como galaxes. Ye igual a la masa del Sol y equival a unes 332950 vegaes la masa de la Tierra. El so símbolu convencional y el so valor son:
a partir de la tercer llei de kepler pue deducise que:
La masa solar pue calculase per duana de la siguiente fórmula, qu'inclúi la duración del añu terrestre, la distancia de la Tierra al Sol (la unidá astronómica, ua) y la constante gravitacional ("G") como:
Hasta apocayá, nun se conocíen con precisión nin la unidá astronómica nin la constante de gravitación. Sicasí, la determinación de la masa relativo d'otru planeta del Sistema Solar o d'una estrella binaria n'unidaes de mases solares nun depende d'estes constantes imprecisamente determinaes. Asina que yera útil espresar estes mases n'unidaes de masa solar (ver la constante gravitacional gaussiana). Anguaño, la unidá astronómica midióse de forma desaxeradamente precisa utilizando téuniques de radar interplanetariu, y tamién "G" ta bien determinada; sicasí, la masa solar sigue utilizándose n'astronomía per costume y porque ye una unidá cómoda.
Una masa solar pue convertise a una d'estes unidaes rellacionaes:
Homofobia
El términu homofobia fai referencia a l'aversión (fobia, del griegu antiguu Φόϐος, fobos, ‘llerza’) obsesiva contra homes o muyeres homosexuales, anque xeneralmente tamién s'inclúi a les demás persones qu'integren a la diversidá sexual, como ye'l casu de les persones bisexuales o transexuales, y les que caltienen actitúes o vezos comúnmente asociaos al otru sexu, como los metrosexuales y los homes con degomanes teníos por femeniles o les muyeres con degomanes teníos por varoniles. L'axetivu ye «homófobu» o «homofóbicu». 
Esiste ciertu relativismu sobre lo que toma'l conceutu de homofobia. Asina por casu, los que refuguen les polítiques d'igualdá (ente persones de distinta orientación sexual) consideren qu'esi refugu nun ye homofobia, sinón a cencielles una opinión igualmente respetable como l'aprobación.
Homofobia nun ye un términu puramente psicolóxicu. Calcúlase que nel añu 2000 cada dos díes una persona homosexual yera asesinada nel mundu por cuenta d'actos violentos venceyaos a la homofobia. Amnistía Internacional denuncia que más de 70 países escuerren entá a los homosexuales y 8 condergar a muerte.
Metalicidá
La metalicidá, tamién denomada electronegatividá, ye'l conceutu astrofísicu que s'usa pa describir la bayura relativa d'elementos más pesaos que l'heliu nuna estrella. Esos elementos reciben el nome de metales independientemente de la so posición na tabla periódica.
Espectroscópicamente ye fácil midir la bayura d'elementos metálicos (nel sentíu avezáu) n'estrelles utilizando la fondura de les sos llinies d'absorción. La bayura d'estos elementos alcuéntrase correllacionada coles bayures d'otros elementos más llixeros como carbonu o oxíxenu. N'astrofísica, suelen denominase por esta razón metales a tolos elementos más pesaos que l'heliu. Yá que la fraición d'elementos más pesaos que l'heliu aumenta en función del tiempu cósmicu, la metalicidá d'una estrella ta rellacionada col momentu nel que se formó, lo que dexa deducir la so edá o la zona de la galaxa au nació. Nel casu de la Vía Láctea la metalicidá amenorga dientro del discu a midida qu'alloñámonos del centru, asina mesmo escái más rápido entá si salimos del discu na direición perpendicular al planu galácticu.
L'índiz de metalicidá del Sol va ser . Los oxetos más probes en metales que'l Sol tienen un índiz de metalicidá negativu y los más ricos tienen un índiz positivu. Como la escala ye logarítmica, una metalicidá de "-1" va equivalir a una bayura diez veces menor a la del Sol y un índiz de valor "+1" a una bayura diez veces mayor.
Astrometría
L'astrometría o astronomía de posición ye la parte de l'astronomía que s'encarga de midir y estudiar la posición, paralaxes y el movimientu propiu de los astros. Ye una disciplina bien antigua, tanto como l'astronomía. 
A pesar de que casí son sinónimos vamos considerar l'astrometría como la parte esperimental o téunica que dexa midir la posición de los astros y los preseos que lo faen posible, mientres l'Astronomía de posición usa la posición de los astros pa ellaborar un modelu del so movimientu o definir los conceutos que s'usen. Sería entós la parte teórica. Englobamos les dos partes na mesma categoría. Esta parte de l'astronomía nun ye obsoleta porque la teoría forma parte de los rudimentos de la ciencia mientres la práutica intenta midir con muncha precisión la posición de los astros usando medios modernos como'l satélite Hipparcos.
Pue estremase en dos partes: 
Les observaciones feches al traviés de l'atmósfera tienen el problema de la inestabilidá d'ésta, pa evitala inventóse la óptica adautativa, y de la imprecisión que aporta la refraición atmosférica. Pa iguar estes torgues el satélite Hipparcos ellaboró un catálogu estelar con muncha precisión. 
Temperatura efectivo
El términu temperatura efectivo úsase en delles rames de la ciencia.
N'astrofísica, la temperatura efectivo ("T") d'una estrella ye la temperatura de la so superficie visible. Esta ye muncho más baxa, en comparanza, coles temperatures que s'algamen nel nucleu, fonte xeneradora de la enerxía que radia la estrella, asina mesmo tamién ye superada pola Llei enrarecida corona onde'l tenue gas ionizáu muévese a velocidaes peraltes impulsáu pel campu magnéticu estelar y les ondes de choque convectives. Pero dambes capes son invisibles de forma direuta. Asina, el color d'una estrella indica la so temperatura efectivo al traviés del espectru dende les fríes estrelles bermeyes de tipu espectral M que radien sobremanera nel infrarroxu hasta les inmenses estrelles azules que tienen el so picu de radiación nel ultraviola. La temperatura efectivo d'una estrella indica la cantidá de calor que la estrella radia por unidá de superficie. Diendo de les superficies más calientes hasta les más fríes hai una serie de tipos espectrales que les clasifiquen. O, B, A, F, G, K y M. La temperatura efectivo de la superficie d'una estrella irónicamente ye idéntica a la temperatura de cuerpu negru. 
Esta temperatura ta rellacionada cola Lluminosidá y col radiu de la estrella per aciu de la ecuación:
onde L ye la lluminosidá de la estrella, R ye'l so radiu y  formula_2 ye la constante de Stephan-Boltzman.
En climatoloxía, la temperatura efectivo ("T") ye una temperatura promediu de la temperatura debío a la enerxía recibida en forma de radiación solar midida na parte esterna de l'atmósfera.
En climatización la Temperatura Efectivo o Temperatura Efectivo Nuevo ye un índiz de sensación térmica que se define como la temperatura seco del aire d'un recintu aemeyáu al problema, con un 50% de mugor relativo, velocidá del aire d'unos 0,20 m/s y panales a la mesma temperatura del aire, que produxera la mesma sensación térmico que'l recintu problema a iguales actividá ya indumentaria.
Radiu solar
El radiu solar ye una unidá de llonxitú emplegada n'astronomía y astrofísica pa midir comparativamente'l radiu de les estrelles y d'otros oxetos astronómicos de grandes dimensiones.
Al igual que nel casu de la masa solar, escuéyese'l Sol como referencia por ser la estrella más averada a la Tierra. Poro, una unidá de radiu solar ye igual al radiu del Sol, qu'equival a unos 109 radios terrestres.
Arte bizantín
Arte bizantín ye’l nome que reciben les formes artístiques del Imperiu Romanu d’Oriente o Bizantín, asina como les que se producen na so zona de influyencia tanto territorial como cultural. 
Cuando nel añu 323 l’emperador Constantinu tresllada la capital del Imperiu Romano a la ciudá griega de Bizanciu –que pasa a llamase llueu Constantinopla- ta reconociendo la importancia estratéxica de les provincies orientales. A la muerte en 395 de Teodosiu l’Imperiu queda dividíu en dos partes, pero mientres l’Imperiu Romanu d’Occidente nun tarda en vese invadíu poles tribus invasores xermániques Bizanciu va siguir gozando de cierta estabilidá. 
L’arte bizantín divídese nes siguientes etapes:
1) Periodu paleobizantín: dende la fundación de Constantinopla como capital del Imperiu por Constantinu (324) hasta’l sieglu VI.
2) Primer Edá d’Oru o Época Xustinianea: correspuende a los sieglos VI y VII, col reináu de Xustiniano (527-565) y los sos socesores.
3) Crisis iconoclasta: que tien llugar ente los años 726 y 843, que va enfrentar a iconoclastas y a iconódulos. 
4) Segunda Edá d’Oru: desarróllase ente los sieglos IX y XII coles dinastíes Macedonia y Comnena; esti periodu termina en 1204, añu d'entrada de los cruzaos en Constantinopla. 
5) Tercera Edá d’Oru o Periodu deuterobizantín: prolóngase hasta’l siglo XV, cuando se produz la caída de Constantinopla en poder de los turcos nel añu 1453; tamién se conoz a esti periodu como Renacimientu Paleólogo.
Juan Bosch
Juan Emilio Bosch Gaviño (La Vega, 30 de xunu de 1909 - Santo Domingo, 1 de payares de 2001) foi un cuentista, ensayista, novelista, narrador, historiador, educador y políticu dominicanu. Bosch foi electu presidente de la República Dominicana en 1962, cargu qu'asumió por un curtiu periodu en 1963. El so efímeru gobiernu foi derrocáu casi siete meses dempués d'asumir la presidencia. Sicasí, al día de güei, recuérdase-y como un políticu honestu y ta consideráu como unu de #el escritores más preclaros de Llatinoamérica, cuantimás nel xéneru del cuentu.
Foi un líder de la oposición dominicana nel esiliu contra'l réxime de Rafael Leónidas Trujillo mientres más de 25 años. Amás, foi'l fundador de dos de los principales partíos políticos dominicanos; el Partíu Revolucionariu Dominicanu (PRD) en 1939 y el Partíu de la Lliberación Dominicana (PLD) en 1973.
Cuentos
Novelas
Ensayos y Artículos
Salvador Jorge Blanco
José Salvador Omar Jorge Blanco, (°5 de xunetu de 1926 - †26 d'avientu de 2010) foi un políticu, abogáu y escritor dominicanu. Presidente de la República Dominicana nel periodu 1982-1986, asocediendo a Jacobo Majluta del so propiu partíu. Foi senador pol Santu Domingu ente 1978-1982. Comúnmente llamáu Jorge Blanco.
XXIII Concursu y Muestra de Folklore Ciudá d'Uviéu
El XXIII Concursu y Muestra de Folklore Ciudad de Oviedo, entamáu pol Conceyu d'Uviéu y el diariu La Nueva España, con una participación de 145 concursantes (de los que 105 fuéronlo nel apartáu de tonada) tuvo na so edición correspondiente al añu 2015 los resultaos que vienen darréu:
Juan Rodríguez Villamuela
Juan Antonio Rodríguez Villamuela más conocíu como Juan Rodríguez (Málaga, España, 1 d'abril de 1982) ye un futbolista español.
Xuega de centrucampista y el so actual equipu ye l'el Getafe CF de la Primera División d'España
Radu Vasile
Radu Vasile (Drăgășani, 10 d'ochobre de 1942 - Bucarest, 3 de xunetu de 2013) foi un políticu, historiador y poeta rumanu.
Como miembru del Partíu Nacional Llabrador Cristianu Demócrata aportó a Primer ministru de Rumania ente'l 17 d'abril de 1998 y el 13 d'avientu de 1999, llevando a cabu un mandatu que destacó pol so fuerte oposición a la "mineriada" de febreru de 1999, una manifestación violenta contra'l zarru de les mines. Tres el so pasu por esi puestu, ente 2000 y 2004 foi senador pol Partíu Demócrata (PD).
Al marxe de la so vida política, Vasile publicó obres de poesía sol pseudónimu de Radu Mischiu.
Finó de cáncer de colon en Bucuresti'l 3 de xunetu de 2013, a los 70 años.
Fidel Sánchez Hernández
Fidel Sánchez Hernández (El Divisadero, El Salvador, 7 de xunetu de 1917 - San Salvador, El Salvador, 28 de febreru de 2003) foi un políticu y militar salvadorianu, presidente del so país ente 1967 y 1972.
Margolles ye una parroquia compartida polos conceyos de Parres y Cangues d'Onís nel Principáu d'Asturies. Alluga una población de 31 habitantes y tien una estensión de 3,44 km². La parte perteneciente a Parres ta formada namái pol llugar de Toraño.
Villanueva ye una parroquia compartida polos conceyos de Parres y Cangues d'Onís nel Principáu d'Asturies. Alluga una población de 166 habitantes y tien una estensión de 4,76 km². La parte perteneciente a Parres ta formada polos llugares d'Arenes, Romiyín, Sobrepiedra y La Vega los Caseros.
Arte griegu
Denomínase "Arte griegu" al estilu propiu de l'Antigua Grecia caracterizáu pola búsqueda de la belleza ideal, y que teniendo como precedentes l'arte cicládicu, el minoicu y el micénicu se desarrolla dende'l sieglu IX hasta'l periodu llamáu Helenísticu, dómina qu'abarca dende la muerte d'Alexandru Magno (añu 323 e.C.) hasta la conquista romana de Grecia (146 e.C.) y la batalla naval d'Accio (31 e.C.).
El templu ye’l llar d’un dios, o meyor: la casa de la estatua d’un dios, pero non un llugar d’aconceyamientu. 
Dóricu, xónicu y corintiu son los trés órdenes griegos, entendiendo por orde’l d’un edificiu que tenga estos trés elementos fundamentales: pedestal, columna y entablamentu. Tola arquiteutura griega pertenez, poro, a la categoría d’arquiteutura arquitrabao, que nun fai usu del arcu y la bóveda. 
El dóricu tien como base un pedestal de trés escalones, dos "estereobatos" (escalones inferior y mediu) y un "estilobatu" (escalón cimeru). La columna nun tien basa, asina que’l fuste sal dende l’"estilobatu". Venti (o dieciséis) estríes o fendedures llonxitudinales xunies n’arista vivo nel cuerpu del fuste realcen la verticalidá de la columna. El diámetru del fuste mengua dende l’"estilobatu" al capitel, pero esta disminución nun ye en realidá regular: la columna aumenta de volume nel centru nel nomáu "éntasis". El capitel fórmase con una moldura ("collarín"), un núcleu principal en forma de platu ("equinu") y un prisma cuadrangular ("ábacu") que va rematar la columna. Nel "ábacu" descansen los trés elementos horizontales del entablamentu: l’arquitrabe, el frisu y la cornisa.
El xónicu naz n’Asia como una construcción de formes orientales, sobre manera nos capiteles. La columna xónica tien un elementu que l’orde dóricu nun usara xamás: la basa. El capitel tien "equinu" con oves, una voluta —una almuhadina colos estremos enroscaos n’espiral— y un "ábacu" decoráu con fueyes y dardos. Al contrariu que nel arquitrabe dóricu, que ye llisu, l’arquitrabe xónicu divídise en trés "fasciae" o bandes horizontales.
L’ordenes dóricu y xónicu apaecen al entamu de la cultura griega, mientres que l’orde corintiu va ser un deriváu tardíu del orde xónicu, del que se va estremar nel capitel con fueyes d’acantu. 
L’elementu principal del templu fórmalu una sala rectangular ("cella" o "naos") que guarda la estatua del dios al que’l templu ta dedicáu. Delantre la puerta d’esti recintu hai por regla xeneral un pórticu ("pronaos") con parés llaterales con dos pilastres ("antae"), una a cada llau de la entrada. Cuando ente elles esisten columnes falamos de columnes "in antis" o de templu "in antis". Nel estremu opuestu a la "cella" llevántase un falsu pórticu ("opistodomos"), incomunicáu col templu, o bien una cámara sin accesu al esterior ("ádyton") pero con accesu dende la "cella". Los templos monumentales tienen amás pórticos de columnes; unes veces arrodiénlu pelos costaos (templu perípteru), otres reduzse a la fachada principal ("próstilu") y a la del "opistodomos" (templu "anfi próstilu"). Dependiendo del númberu de columnes del so frontispiciu, el templu pue ser "dístilu" (dos columnes), "tetrástilu" (cuatro), "hexástilu" (seis), "octástilu" (ocho), etc.
La basílica de "Paestum" (Nápoles) dedícase a Hera; ye un templu cuasi pseudodípteru, con "pronaos" de trés columnes "in antis" y nueve na fachada; la "cella" divídese en dos naves con una filera de columnes idéntiques a les de los pórticos. Toles columnes acentúen l’entásis.
A comienzos del sieglu VI e. C. el rei Creso de Lidia ayuda a los sos vecinos, los xonios d’Ephesus, a construyir el colosal Artemision sobre cimientos d'edificios más vieyos. Ye un templu xónicu dípteru, con columnes de base xónica. Les columnes tienen el pie del fuste decoráu con relieves; el fuste márcase con fendedures (ente cuarenta y cuarenta y ocho) de tipu dóricu; la voluta de los capiteles lleva una ornamentación de tipu arcaicu. 
El templu xónicu arcaicu del que más restos se conserven ye’l pequeñu Tesoru de los Sifnios, en Delfos ("circa" 530-520 enantes de Cristo). Pertenez esti templu a una serie de cuatro tesoros de mármole nel recintu de Apolu polos sifnios, los knidios, los masaliotas y los habitantes de Clazomene. Dístilos "in antis" toos ellos, los dos primeros lleven estatues de muyer (cariátides) en función de columnes.
Dos tipos xenéricos ocupen dende’l primer momentu l’atención del escultor: l’atleta desnudu ("kouros") y la muyer vestida (kore). El primeru apaez siempres de pie, irguíu, adelantando la pierna esquierda. El calter de la cara axústase a les midies coles que la figura se representa: güeyos que sobresalen y malpenes fundios nes cuenques, oreyes de forma irreal pero decorativa; el pelo represéntase como una masa de llinies xeométriques superficiales cayendo sobre’l llombu; corónase la frente con un flequillu de bucles. Dacuando la boca represéntase como una llinia reuta, pero munches vegaes dóblase haza arriba nuna sorrisa, la “sorrisa arcaica”, que ye’l más espresivu de los rasgos.
Los "kouroi" del sieglu VII e. C., y tamién otros del añu 600 —"Cleobis y Biton", pero tamién el "Kouros de Sounion"— tán cerca del canon exipciu pola postura que presenten, l’actitú de los brazos y los puños zarraos. Pasáu’l primer cuartu de sieglu el kouros va perdiendo esi primitivu caráyter cúbicu. Les exemplares de la década 570-560 ("Apolo de Tenea", el "Moscóforo") anuncien yá que pa movese en trés dimensiones l’escultor prefier trabayar en redondu y sustituyir los planos elementales por superficies convexes.
La victoria contra los perses na llanura de Maratón (490 e. C.) y Salamina (480. e. C.) fortalez la conciencia ya identidá griega. L’arte griegu d'esti sieglu va tar marcáu pol recuerdu de les Guerres Médiques, pues los perses saqueen l’Acrópolis nel 480 e. C., estrozando los sos templos y escultures. Surde asina un sentíu relixosu y ciudadanu nuevu. Van abandonándose les formes arcaíques. Son los años del llamáu Estilu severu –ente los años 490 a 450 e. C. 
Dende l’añu 480 e. C. l’arte griegu ye naturalista; les formas naturales pueden vese yá idealizaes, simplificaes, estilizaes, pero enxamás descompuestes al mou primitivu. Los escultores tomen de la realidá la forma humana, el vistíu, el movimientu, les armes, los animales, tolos ingredientes necesarios pa facer grandes conxuntos monumentales —anque la exa va ser siempre l’home—; y sobre esta base real construyen arquetipos ideales. Por principiu estéticu, el cuerpu humanu desnudu concíbese como un edificiu y les sos distintes partes tienen que mostrase siempre con claridá.
Ente les esculturas de la primera xeneración clásica esisten tovía "kouroi" —exemplu: el "Bronce de Piombino"— que apoyen dambos pies con igual firmeza nel suelu como facíen los prototipos arcaicos. Pero hai otra actitú más típica, que reflexa meyor l’ideal que los artistes persiguen, y ye la d’aquellos dioses y atletes que doblen la pierna adelantada pola rodiella y descargen cuasi tol pesu n’otra pierna, quedando asina una pierna de sostén y la otra pierna llibre. Esta novedá, qu’asoma yá nel llamáu "Efebu de Kritios", va facese cada vez más frecuente nel arte posterior. Pero amás d’estes estatues en reposu van llevantase otres en movimientu. Exemplu d’esto son el "Discóbolo" y el "Poseidón d’Artemision". 
Construyíu nel Peloponesu y na zona meridional del Altis, o bosque sagráu d’Olimpia, ente los años 468 y 460 e. C, n’honor a Zeus, y siendo arquiteutu Libón d’Elis. Ye d’orde dóricu hexástilu, cola "cella" dividía en trés naves con dos fileres de siete columnes que sosteníen otres tantes del mesmu orde como sofitu del techu. Guardaba la estatua de Zeus de Fidias, de tipu sedente ya colosal, y qu’ocupaba cuasique un terciu del santuariu. De proporciones más pesaes que les de los templos dóricos d’época arcaica, les columnes son tamién menos clásiques que les del Partenón, edificu que se va construyir na siguiente xeneración. Dicir, como conclusión, que los temes qu’apaecen nos frontones proceden de dos mitos que tán en rellación col orixe de los xuegos y les competiciones deportives: la carrera de carros de Pelops ya Enomao y la llucha de los lapitas y los centauros.
A principios de sieglu los habitantes de la isla d’Egina (Αίγινα) dediquen un templu dóricu hexástilu a la diosa llocal, Aphaia. Ye un templu que presenta toles carauterístiques del dóricu clásicu. La cella divídise en trés naves por dos fileres de columnes superpuestes en dos pisos, formando les más altes unes galeríes llaterales. Les escultures de los frontones conócense dende 1811, añu en que’l rei Ludwig I de Baviera les compra pa la Gliptoteca de Munich llueu de que les restaurara en Roma l’escultor Bertel Thorwaldsen. 
Entama a construyise nel añu 447 e.C. n'Atenes según proyeutos de los arquiteutos Ictino y Calícrates, y siguiendo’l conseyu y paecer de Fidias, encargáu de llevar la direición de toles obres de l’Acrópolis. Emplégase cuasi como únicu material el mármole, inclusive pa les teyes. Pese a los daños sufríos a lo llargo del tiempu llega hasta nós en rellativu bon estáu de conservación. Ye un templu dóricu octástilu (8x17 columnes) de 69,50 metros de llonxitú y 31 d’anchor; la "cella" divídese en dos partes desiguales con una muria tresversal que tresforma’l recintu nun doble templu de seis columnes delantre de caúna de les sos puertes. Na más grande de les estancies podía atopase la estatua crisoelefantina de la "Parthénos" de Fidias ente una columnata dórica con arquitrabe; sobre ésti descansaba otra culumnata, dórica tamién, que sostenía les vigues del techu, que quiciabes fora de madera y del que nun queden restos. El recintu del tesoru, más pequeñu que l’anterior ya incomunicáu con ésti, tenía’l techu apoyáu en cuatro columnes xóniques. 
La arquiteutura del Partenón obedez a un canon más xeométricu qu’aritméticu. La impresión d’elasticidá que producen les sos llinies ye resultáu de la curvatura de los elementos en teoría rectillíneos. Asina, l’estilobatu dobla les sos aristes dexando los ángulos estremos a un nivel más baxu que’l del centru; toles columnes presenten la disminución y el éntasis; les columnes de les esquines son más voluminoses que les intermedies; les columnes del peristilu inclínense un poco contra los murios de la "cella" y toles superficies verticales sufren tamién una pequeña cayida contra l’interior, mientres l’entablamentu fai lo mesmo pero en sentíu contrariu. Toes estes desviaciones queríen correxir ilusiones óptiques pa nun facer del estilobatu rectu un miembru pasivu y non activu. 
Acuérdase la so construcción nel añu 449 e. C. pa conmemorar el tratáu de paz colos perses. Calícrates, ún de los arquiteutos del Partenón, ye l’encargáu de facer los planos. Pero pese a estos preparativos decídese primero reconstruyir los monumentos esistentes enantes de facer nada nuevo, asina que’l templu d’Atenea Nike queda en proyeuto 22 años más. Calícrates aprovecha esos planos nún santuariu que se construyía n’Atenes, a la vera del Ilissós. Por fin, ente 427 y 424 e.C. llega’l turnu del templu d’Atenea Nike, que va paecese al d’Ilissós. Asitiáu nun angulu de l’Acrópolis que s’adelanta a los Propileos, domina’l camín que xube dende la ciudá. Pero la estrechez del espaciu disponible obliga a encoyer l’edificiu ideáu por Calícrates: reduzse la "cella", dando llugar asina a un templu xónicu en miniatura (8,27 metros de llonxitú, 5,44 metros d’anchor, siendo de 4 metros d’altura les columnes de los pórticos), tetrástilu, anfipróstilu, con columnes de fuste monolíticu, dos pilastres ente les "antae" y nenguna parede intermedia, zarrándose asina l’edificu, como anguaño, con una rexa de bronce. Lleva’l nome de Nike Apteros, o Victoria ensin ales, pola estatua d’Atenea que nella se guardaba. Esti templu conservóse intautu hasta finales del sieglu XVII, cuando los turcos lu desmontaron p’aprovechar los materiales nuna obra de fortificación. 
Ente los años 437 y 432 e. C. l’únicu accesu de l’Acrópolis, na so parte occidental, constrúyese un doble pórticu de mármole pentélicu, los Propileos ("Própylon" o propileo -en griegu antiguu, en plural, προπύλαια, col prefixu προ “pro” y πύλιον "pylaion" — Προπυλαιον = "delantre de la puerta"), baxo la direición del arquiteutu Mnesiklés, ya anque la obra nun se llega a terminar dafechu -pola oposición de los sacerdotes que vixilen el recintu d’"Artemis Brauronia", y que no ceden el terrenu-, la parte que se construye ye bastante pa que nel sieglu II d. C. Pausanias lu describa bien. Los dos frentes, el que da al esterior de l’Acrópolis y el que ta dientro del recintu, teníen forma de fachada dórica hexástila, col intercolumniu central más anchu que los restantes pa dar pasu a la calzada que xube pela lladera. El pórticu esterior presentaba a los llaos d’esta dos plataformes, caúna con trés columnes xóniques, orientaes en sentíu perpendicular a la fachada, qu'amás sosteníen un ricu techu de mármole decoráu con estrelles sobre fondu azul. La muria tenía cinco puertes: una central, ancha, pa la calzada, y dos pequeñes sobre caúna de les plataformes llaterales. El segundu pórticu tenía seis columnes, llevantándose a un nivel superior. Amás d’estos pórticos Mnesiklés proyeuta unes ales que, como yá queda dicho, nun van poder realizase dafechu: el pórticu esterior tenia que dir flanqueáu por dos edificios asemeyaos en planta a templos "in antis"; d’estos namás llega a facese'l denomináu "pinacoteca" polos cuadros qu’ellí va contemplar el propiu Pausanias. 
Nel 420 e.C., nueve años depués de la muerte de Pericles, empieza a ser construyíu l’Erecteion, que se llevanta ente 421 ya 406 e.C. Ye d’orde xónicu adornáu. Llevántase sobre diferentes niveles y tien trés pórticos. La zona occidental, a un nivel más baxu, conduz al santuariu de Poseidón-Erecteo, ellí onde’l dios golpeara la roca col tridente. La parte oriental, a más altura, dedícase a Atenea políada, ciudadana. La planta ye la de un templu hexástilu cola "cella" dividida en delles partes pa guardar oxetos de cultu. Mirando pal Partenón, al sur, vemos la galería o tribuna de les Cariátides, seis muyeres que soporten l’entablamentu, y que quiciabes sosteníen una "pátera" de llibaciones como saludu a les procesiones n’honor a Atenea. 
Pola inscripción qu’él mesmu graba nel pedestal de "Zeus d’Olimpia" sabemos que yera ateniense y fíu de Charmides; sabemos tamién qu’aprendió nel taller d’Hegias o nel d’Hageladas y qu’empezó a trabayar al poco de la espulsión de los perses. Muerre "circa"’l 430 e.C. Conocemos como obres propies les trés Atenees ("Prómachos", "Lemnia"
y "Parthénos"), l’"Apolu Parnopios", el "Zeus d’Olimpia", l’"Amazona d’Éfeso" y l’"Afrodita Urania", amás de coordinar ya escurque participar na decoración escultórica del Partenón. 
La escuela d’Argos nel Peloponesu tien como meyor representante, ente 460 ya 420 e. C, al broncista Policleto (Polykleitos), que se va distinguir por tener enclín pola teoría al empar qu’interés didaúticu. Escribe un llibru que va tener gran importancia na hestoria de les idees estétiques: el Kanon ("Χανων":"norma", "regla"). Los fragmentos que d’él se conserven espliquen qué proporciones tien de tener el cuerpu humanu partiendo del conceutu básicu de "symmetría" o rellación d’harmonía ente les partes, unes coles otres y caúna col conxuntu. El Doríforo contién toes estes aportaciones de Policleto a la escultura. Obra fecha ente los años 450 y 440 e.C., precede a otra, el Diadumeno, na que se representa a un atleta -o al dios Apolu- nel momentu d’atar la cinta de los campeones, siendo esta obra de "circa" 440-430 e. C.
Otros escultores d’esta dómina son Alkamenes, Agorákritos de Paros, Kallímachos, Krésilas o Paionios de Mende. Krésilas ye’l responsable de la estatua que de Pericles llevanten na Acrópolis los amigos d’esti estadista nos postreros años del so gobiernu (430 e. C.). Pericles llevaba la llanza y el cascu corintiu como atributos del estratega. El traciu Paionios de Mende esculpe una Nike de mármole énte’l templu de Zeus, n’Olimpia, sobre un pedestal triangular de nueve metros de altura.
Praxíteles naz n’Atenes nel añu 400 e. C. Trabaya’l bronce y el mármole ente los años 380 y 330 e. C. Atribuyénse-y dos orixinales –l’"Hermes d’Olimpia" y la basa de Mantinea—, amás d’una serie de creaciones que namás conocemos por copies romanes y ente les que merecen especial consideración les siguientes: el "Sátiru escanciador" (la meyor copia podemos vela en Roma, nel Muséu de les Termes), l’"Afrodita d’Arlés" (Louvre); l’"Afrodita Knidia" (Vaticanu); l’"Apolu Sauróktonos" (Louvre, Vaticano, Villa Albani); el "Sátiru en reposu" (Muséu Capitolino) y l’"Artemis de Gabii" (Louvre). Pero quiciabes la obra maestra de Praxiteles y la estatua femenina que los antiguos consideraben como la meyor yera l’"Afrodita Knidia", estatua de cultu d’esta diosa nel templu de la isla de Knidos. Fecha de mármole, representa a Afrodita desnuda mientres toma un bañu. 
Skopas, escultor ya arquiteutu, naz na islla de Paros en 380 e. C. Ye’l creador d’una escultura de tipu patéticu que va ser el meyor complementu a la estatuaria de Praxíteles, encarnación de la "charis" ática. Skopas trabaya nel Mausoléu d’Halicarnasu. Nel templu d’"Atenea Alea", en Tegea, trabaya como arquiteutu y crea una forma singular de capitel corintiu.
De Bryaxis, que tamién trabaya n’Halicarnasu, ye la estatua d'Hades nel templu de Patara, en Licia, una figura colosal fecha de metales preciosos sobre un núcleu de madera, que foi treslladada a Exiptu "circa" 285 e.C. por Ptolomeo Sóter y que pasó a ser Serapis, la gran deidá d’Alexandría.
Lisipo,que vive nel sieglu IV, si bien ye herederu de les formes clásiques abrénos yá a les búsquedes artístiques propies del helenismu. Asina ye, col pintor Apeles, el retratista oficial d’Alexandru, trabaya na so corte y viaxa con elli hasta Exiptu. Obres suyes son el "Retratu de Sócrates con rasgos de Silenu", el retratu d’Alexandru como gobernante-héroe, l’"Apixiómeno" –o atleta que se llimpia’l polvu col "strigilis"- y tamién l’"Hércules Farnesiu", que podemos arrodiar pa poder ver lo qu’escuende na mano: la mazana del xardín de les Hespérides, ya obra cola que la escultura entra yá dafechu nel Helenismu.
L’Helenismu ye una convención de los hestoriadores pa resumir una domina de trés sieglos, dende la muerte d’Alexandru Magno nel 323 e. C. hasta la batalla naval d’Accio nel 31 e. C., na qu’Octaviu vence a Marco Antonio y Exiptu ya Oriente queden sometíos dafechu a Roma. 
A la muerte d’Alexandru, embalsamáu en Babilonia y enterráu n’Alexandría, sigue un periodu de lluches ente los sos socesores, los Epígonos, y l’Imperiu queda rotu en trés grandes dinastíes reales –Antigónidas en Macedonia, Tolomeos n’Exiptu, Seleúcidas n’Asia-, amás d’otros pequeños reinos como Pérgamo. Pero Alexandru va sirvir de modelu de les nueves dinastíes, y la so imaxe va ser común tanto n’escultures, xemes y monedes, ya exemplu d’ello ye’l llamáu Mosaicu d’Alexandru (300 e. C.) del Muséu Nacional de Nápoles.
L’Helenismu va ser un tiempu de grandes construcciones urbanístiques. La ciudá ye exemplu de propaganda ya ostentación. El pórticu columnáu va espardese peles ciudaes dando llugar a ambientes públicos más diversos. Desarróllase la "stoa", corredor con soportales y tiendes que pue arrodiar al ágora. Y van fundase nueves ciudaes. Exemplu d’esto va ser Alexandría nel añu 331 e. C. Deinócrates, arquiteutu macedoniu, planifica Alexandría nel delta del Nilu como una rede axial, hipodámica, de cais perpendiculares y un área de palacios: la zona Este, a la vera la mar, con xardinos, el muséu y la biblioteca, llugar d’erudición y ciencia que va protexer la monarquía. Un dique, l’Heptastadios (ἑπταστάδιoς), xúnela cola isla de Faro. 
Artemisa, muyer de Mausolo, sátrapa d’Halicarnaso que muerre nel añu 351 e. C., llevanta n’honor d’él un monumentu, el Mausoléu, que van describir Plinio y Vitrubio como un altu podiu cuadrangular sobre’l que s’eleva un templu arrodiáu de columnes xonies que se remata con una pirámide de 24 escalones, completándose asina la síntesis la forma del llugar –torre- cola griega –templu columnáu- y la exipcia –pirámide-. Esti conxuntu taba finalmente coronáu con una gran cuádriga, obra de Pitis, que guiaba Mausolo. Pa la decoración d’esti templu son convocaos los meyores artistes griegos: Briaxis, Skopas, Timotéu o Leócares, que van adornar el mausoléu con escultures: frisos de batalles, nobles de la familia real o del entornu del sátrapa o lleones como símbolu oriental de grandeza.
El primer teatru griegu que llega hasta nós con mui poques modificaciones ye’l construyíu n’Epidauro circa el 300 e. C. pol arquiteuto Polícleto’l Mozu (según Pausanias na so "Descripción de Grecia"), autor tamién del "tholos" d’aquella llocalidá. Los asientos de los espectadores, al conxuntu de toos daben los griegos el nome de "koilon" -y que los romanos van llamar "cávea"-, taben construyíos nuna rampla dalgo más que semicircular, escavaos na pendiente d’una llomba, en dos zones, la esterior con más inclinación que la interior. Dende l’"orchesta" circular que forma’l núcleu del teatru parten 13 escaleres que dividen como radios la zona inferior en 12 sectores; esta división duplícase en teoría na zona alta con 23 escaleres. Les víes d’accesu yeren los dos corredores ("párodoi") que separaben los estremos de la "cávea" de la escena o "skené". 
Nesti tiempu los centros de producción escultórica son, amás d’Atenes, Mesenia, Mileto, Priene, Xipre, Magnesia y Samotracia, si bien merecen atención especial otros como Rodes, Pérgamo y la Magna Grecia, ensin escaecer Tanagra, importante na producción de terracota.
La islla de Rodes independízase de Persia en tiempos d’Alexandru y, amás de consiguir defender la so llibertá de los Diádocos, forma un pequeñu imperiu na costa d’Asia Menor. Ye nesti tiempu de bayura cuando entama en Rodes la so escuela d’escultura, na qu’al principiu vemos la influyencia de Lisipo. Ye en Rodas tamién onde nel sieglu II e. C. naz una forma escultórica que se va esparder enforma, la "Pudicitia". Finalmente, ya nel últimu períodu helenísticu, van facese en Rodes importantes grupos monumentales, de los qu'hai que destacar el "Castigu de Dirce", obra d’Apollonios ya Tauriskos de Tralleis (añu 100 e. C.). 
Nel campu de la cerámica griega debemos diferenciar los siguientes periodos ya estilos:
Manuscritu allumáu
Un manuscritu allumáu ye'l nome que reciben los manuscritos nos que'l testu se complementa con lletres capitales, bordes ya miniatures o decoración d'oru y plata. Los manuscritos allumaos más antiguos que se conserven son del periodu 400-600 d. C., y tienen el so orixe na islla d'Irlanda, la península ibérica o la itálica.
Alexis Tsipras
Alexis Tsipiras, (°28 de xunetu de 1974) ye l'actual primer ministru de Grecia.
V Concursu de Canción Asturiana Conceyu de Siero
El V Concursu de Canción Asturiana Conceyu de Siero foi entamáu por Afatra contando col sofitu de patrocinadores como'l diariu El Comercio y la Fundación Municipal de Cultura de Siero, y la collaboración d' "Amigos del Roble" y Café Biloba. Na xornada d'entrega de trofeos, la cantante Anabel Santiago presentó'l so últimu trabayu discográficu: "Llances de papel".
Los ganadores de la edición de 2015 fueron:
Arte romanu
L'arte romanu ye'l nome que reciben les artes visuales realizaes tanto na Antigua Roma como nos territorios del Imperiu Romanu. Inclúyense nesti conceutu l'arquiteutura, les obres públiques, la pintura, la escultura y el mosaicu, pero tamién oxetos de lluxu, de marfil o de cristal. L'arte romanu, que recibe al principiu influencies del arte etruscu, va recoyer llueu les del Arte griegu, influyencia esta que va ser mayor cuando nel sieglu II Roma ocupe la península griega.
Roma conquista Grecia nel añu 146 e.C. Pérgamo pasa tamién a ser, siguiendo’l deséu del so rei, propiedá del Senáu ya los romanos nel añu 133 e. C. Entramos asina nel tiempu de los consulaos de Cayu Mariu (82-79 e. C); de la dictadura de Sila (82-79 e. C.); del Primer Triunviratu (60 e.C), con Pompeyu, Crasu ya César; de la dictadura d’esti últimu (49-44 e.C) y de les lluches del Segundu Triunviratu fasta la derrota de Marcu Antoniu en 31 e.C ya la conquista d’Augustu del reinu helenísticu d’Exiptu. 
Consérvense dos obres, con fecha "circa" 100 e. C., que son esllabón ente Etruria y Roma: una d’elles ye la cabeza votiva en terracota de Caere, la otra l’"Arringatore" del Muséu de Florencia. Dambes conserven con exactitú los rasgos físicos al empar que la influyencia etrusca. Por embargu’l retratu romanu naciera tiempu atrás, pues esiste la costume llocal nos patricios de les "imagines mairoum", imaxe realista ya de cera del fináu, que se guarda en relicarios de madera, y que col tiempu va sustituyise con cabeces de terracota, bronce y mármole (quiciabes por influyencia griega), y ente les que predominen les de homes vieyos. 
Sicasí, esisten nesta dómica otru tipu de retratos nos que sí puen apaecer con normalidá muyeres y mozos, obres d’estilu más helenísticu, y ente les que podemos destacar el llamáu "Mariscal de Tívoli", na que podemos ver l’esfuerciu del artista por llevar a la obra’l desnudu heroícu griegu al empar que la cabeza de tipu realista. Nos años postreros de la República van destacar los retratos de los más importantes políticos del momentu: el "Cicerón" de la Coleición Tortonia ("circa" 70 e C.) o'l "Pompeyu" de los Museos Vaticanos (49 e. C)
La casa pompeyana surde na segunda metá del sieglu II e. C. Divídise en dos partes que ponen en rellación les formes de vida romana ya griega: la parte d’alantre, l’abierta a la cai, sigue col esquema etruscu d’"atrium", "tablinum" o "tabulinum", ya habitaciones o "cubiculum", con "impluvium" pa recoyer l'agua de lluvia. Ye l’espaciu oficial, ellí onde’l "pater familias" celebra los cultos énte les "imagines maiorum" y onde tamién va recibir a los sos clientes. Pa evitar que’l "tablinum" seya llugar de pasu la comunicación ente l’"atrium" y el "peristylium" va facese per un corredor llamáu "andron". Asina, la parte interior tien un "peristylium" griegu ya una piscina. El llamáu "primer estilu pompeyanu" intenta imitar el recubrimientu de plaques de mármole; en tiempos de Sila apaez el "segundu estilu pompeyanu", con plantegamientos más complicaos ya ilusionistes ("Frisu de la Villa de los Misterios", "circa" 60 e. C., o decoración de la villa d’Oplontis) 
Al principiu del añu 44 e. C. Roma entama a superar l’aspeutu d’urbe etrusca -con un Foru mal urbanizáu que nun tien edificios de referencia; igualmente nun se permitía la construcción de graderíos estables pa la plebe). Esta situación entama a cambiar cuando Pompeyu manda construyir el primer teatru estable en 65-55 e.C., con una "cavea" sobre arqueríes superpuestes. Xuliu Cesar va acometer los trabayos nel Foru: la Basílica Xulia y la Curia Xulia van sustituyir obres anteriores más probes. Nel Campu Marciu llevántese edificios como los "Saepta Xulia". Edifícase un foru nuevu, el Foru Xuliu, con pórticu y dedicatoria a Venus, que va marcar l’entamu de la construcción de los Foros Imperiales. Les guerres civiles paralicen estes obres. Sicasí, resultáu tamién d’esti tiempu son los "Diez llibros d’Arquiteutura" que Vitrubio, inxenieru militar de César, va dedicar a Augustu nel añu 28 e. C. 
Yá nel poder, Augustu nun fai casu de les idees de Vitrubio que pa esi tiempu yá pasen por mui tradicionales, pero pon interés en terminar los proyeutos de César. Consciente del valor propagandísticu de los monumentos, comienza el llabor de, según Suetonio, “dejar de mármole la ciudá que recibiera de barru”. A esi efeutu ye nesta dómina cuando los lladriyos cocíos pasen a ser elementu básicu de cualesquier construcción y cuando entama la esplotación del mármole de Carrara. Tamién va ser agora cuando'l tradicional "opus incertum" se convierte nel yá más decorativu "opus reticutalum". 
D'esti tiempu son edificios como'l Templu de Cástor en Roma, el propiu Foru d'Augustu, el teatru Marcelu, la "Maison Carrée" de Nimes o pontes ya acueductos como los de Tarragona y Nimes (Pont du Gard), amás del Mausoléu d'Augustu. 
A la vuelta de les campañes d’Hispania y la Galia Augustu celebra por fin un sacrificiu solemne pa conmemorar la paz nel imperiu, ya tresforma l’altar de madera utilizáu nesi día nún monumentu de mármole blanco. Decórase con roleos el frisu esterior, y sobre esti preséntense trés iconografíes: la lloba ya Rómulu y Remu, el sacrificiu d’Eneas, Roma ya Italia; nos llaos llargos dos frisos recuerden la procesión del añu 13 e. C.: nel costáu norte destaca’l Senáu, mientres que nel llau sur apaecen los principales sacerdotes y la familia imperial, con Augustu ya Agrippa.
Estátua de César Augustu, foi descubierta’l 20 d’abril de 1863 en la "Villa ad Gallinas Albas" o Villa de Livia, cerca de la Prima Porta de Roma, llugar al que se retirara, al morrer l’emperador, la so muyer Livia. Ye una copia en mármole d’un modelu en bronce fechu con anterioridá. Inspirándose nel Doríforo de Policleto, obra del sieglu V e. C., l’emperador preséntase equí como una figura d’unos 2 metros d’altura y en "contrapposto", personificáu como como "toracato" -de militar y con coraza-, sosteniendo un bastón de mandu consular, llevantando la mandrecha mientres la manzorga sostién el "paludamemtum" o capa de los comandantes militares. Ye destacable la decoración de la coraza, na qu’ente otros apaecen Marte, el dios de la guerra, asina como personificaciones de dellos territorios: Hispania, Galia, Xermania o Partia.
Son obres tamién a destacar d'esti periodu'l "Retratu d'Agrippa" (25 e. C) y el llamáu "Grupu de San Ildefonsu" del Muséu del Prado de Madrid. 
En tiempos d’Augustu les columnes en relieve propies del llamáu "segundu estilu pompeyanu" desapaecen, dando llugar a un nuevu estilu, el llamáu "tercer estilu pompeyanu", nel que la muria vuelve a tener un caráuter más planu, con paneles y una estructura central que va dar a la parede la forma d’un retablu.
A la muerte d’Augustu nel 14 d. C. llega al poder Tiberiu, con quien entama la dinastía xulio-claudia, con Calígula, Claudiu ya Nerón. A estos van asocedelos Galba, Otón y Viteliu enantes de que por fin llegue al tronu Vespasianu (69-79), Tito (79-81) y Domicianu. El sieglu va terminar col gobiernu de Nerva (96-98). 
Son obres a destacar d’esti periodu les siguientes:
El sentíu más progandísticu de tiempos d’Augustu va perdiéndose, al tiempu que desapaez tamién l’estilu más clasicista y va volviéndose a tradiciones más helenístiques. 
De tiempos de Tiberiu ye’l taller que formen Atenodoro, Hagesando ya Polidoro, autores de dellos grupos decorativos d’estilu rodiu pa la villa imperial de Sperlonga, y que reinterpreten l’estilu de Pérgamo na famosa escultura de "Laoconte". 
Con Calígula, pero sobre manera con Claudiu, la retratística imperial va tornándose más claroescura ya intenta acercase más a la sicoloxía del retratáu ("Retratu de Nerón", "circa" 55 d. C.). En tiempos de Vespasianu ya Tito esti realismu tornáse aún más fuerte ("Retratu de Tito", circa 79-81 d.C.), con una estética siempre de carauterístiques helenístiques llena de movimientu ya gran plasticidá. Nesti tiempu llevántase tamién l’"Arcu de Tito" en Roma pa conmemorar la victoria sobre los xudios, y nel que'l relieve consigue gran profundidá.
Finalmente, nel llamáu "cuartu estilu pompeyanu", la parede ye de nueves un gran decoráu teatral, complicándose amás la decoración con fines columnes, paneles de cuadros, teles decoratives y otros detalles. 
A Nerva asocédelu como emperador Traxanu (98-117), primer emperador que naz fuera d’Italia. Siguen Adrianu (117-138), Antoninu Píu (138-161), Luciu Veru ya Marcu Aureliu (161-180) y Cómodu (180-192). Con Séptimiu Severu (193-211) entama la dinastía severania, que tien como emperadores a Caracalla (211-217), Heliogábalu (218-222) ya Severu Alexandru (222-235). 
De tiempos de Traxanu son obres a destacar los llamaos Mercaos de Traxanu (107-110 d.C.) y l'Arcu de Beneventu, amás de la Columna Traxana, obra de 113 d. C. Obres del tiempu d'Adrianu el templu de Venus y Roma y la Villa d'Adrianu en Tívoli, faciéndose amás mui popular la iconografía d'Antínoo. El primitivu Panteón que mandara construyir Agrippa vese dañáu por una quema en 80 d.C, y si bien ye Domicianu quien ordena una primer restauración, ye Adrianu quien manda facer una obra nueva na que va caltener el recuerdu al fundador.
El más importante arquiteutu d'esta dómina ye Apolodoro de Damascu, autor d'una "Poliorcética" de la que namás que mos queden fragmentos. Obres suyes son la ponte del Danubiu (de 1700 metros de llargor), les Termes de Traxanu y, sobre manera, el Foru d'esti emperador.
Otres obres principales d'esti periodu son:
Nel sieglu III, tiempu d’anarquía militar en Roma, la producción artística decai al nun tener l’emperador riqueza abondo pa mantener l’arte oficial. Los mosaicos y dellos sarcófagos son les obres de mayor interés esta dómina. Galienu (253-268) entama’l llabor de restaurar l’arte, lo que va suponer, n’escultura, una vuelta estilística al periodu de los Severos. En tiempos d’Aurelianu (270-275) contrúyense en Roma los "Muros Aurelianos". La recuperación entra na su fase más fecunda cuando, en 285, Dioclecianu crea’l sistema de la Tetraquía. 
Obres d’esti periodu son:
Emoji
Los emojis utilícense como los emoticonos principalmente'n conversaciones de testu al traviés de teléfonos intelixentes
Anque orixinalmente sólo taben disponibles nel Xapón, dellos emojis fueron incorporáronse al estándar unicode, permitiendo con esto una amplia disponibilidá.
Como resultáu d'esto, los teléfonos intelixentes como los iPhone, Android y Windows Phone son capaces d'amosar emojis ensin riquir tar dau d'alta nun operador de telefonía xaponés. Tamién tan disponibles en servicios de corréu electrónicu como Gmail o tamién n'aplicaciones de mensaxería instantánea como Whatsapp y Messenger.
Cabreirés
El Cabreirés ye un dialectu del idioma asturllionés que se fala na comarca llionesa de Cabreira.
Llingüísticamente encuaya nel cuelmu occidental del asturlleonés endientro del conxuntu oeste (palatalización del cuelmu -ct- > /it/) con una riestra de carauterístiques propies y orixinales 
El Cabreirés presenta los principales rasgos xenerales del asturlleonés:
Vengu achegare'l tou caballu p'abaixu de las llameiras. Illí xunta'l carballicu de la igrexa taban uñidas las tuas irmanas cumendu coñus tous sobrinus, y truxórunme una cuenca de lleite con ñatas. Faléi con eillas y a los fillicus cuntéi-yis el cuentu de la lloba y los güeitu cabriticus. Lluegu cuntinuéi'l miou caminu.
- Jonatán Rodríguez Bayo. "Vocabulariu de La Baña" Preseos nu. 10. Academia de la Llingua Asturiana. 2007 
- Maria Concepcion Casado Lobato "El Habla de la Cabrera Alta. Contribucion al estudio del dialecto Leones" Revista de Filologia Espanola, Anejo XLIV. 1948 
- Asina falan en Corporales de Cabreira. https://www.youtube.com/watch?v=xm0yyaNdwyA
Álvaro Obregón
Álvaro Obregón Salido (Hacienda de Siquisiva, Navojoa, Sonora; 19 de febreru de 1880 — Ciudá de Méxicu; 17 de xunetu de 1928) foi un militar y políticu mexicanu que participó na Revolución mexicana y foi Presidente de Méxicu ente'l 1 d'avientu de 1920 y el 30 de payares de 1924. Tamién foi'l primer presidente que'l so mandatu, empecipió'l 1 d'avientu y terminó el 30 de payares, na hestoria de Méxicu.
Quedó güérfanu y más tarde convirtióse en llabrador. Contraxo matrimoniu en 1906 con María del Abelugu Urrea, de quien tuvo dos fíos, Humberto y María del Abelugu. Sicasí, la so esposa finó en 1907, mientres allumaba ximielgos que tamién morrieron nel partu (el so terceru). Para fines de 1909, la fervencia política del país llevó a enrolarse nes fuerces de Francisco I. Madero que combatíen al xeneral Porfirio Díaz, Presidente de Méxicu dende 1877. Tres la cayida de Díaz y l'aparente trunfu revolucionariu, Obregón se retiró a la vida privada, pero tornó en 1913 pa sofitar a Venustiano Carranza, gobernador de Coahuila na so llucha contra Victoriano Güerta, que derrocó a Madero. Foi xefe de la división del Exércitu Constitucionalista y como tal ganó a los federales en munches batalles. Al producise la rotura ente'l grupu d'Emiliano Zapata y Francisco Villa con Carranza, arriendes de la Convención de Aguascalientes, Obregón caltúvose lleal a Carranza y foi l'encargáu d'escorrer a Villa nel norte del país. Gañó na Batalla de Celaya, onde una bomba arrincó-y el brazu derechu, dexándo-y mancu. Una vegada que llograron el so trunfu, coló escoltando a Carranza a Querétaro onde se redactó la Constitución de 1917. Foi nomáu Ministru de Guerra y Marina, pero arrenunció'l 30 d'abril d'esi mesmu añu. Se retiró a la so facienda a practicar l'agricultura y a preparar la so campaña presidencial. Encabezó en 1920 la Rebelión d'Agua Prieta contra Carranza, que pretendía imponer a Ignacio Bonillas como'l so sucesor. Trunfó, y tres el interinato d'Adolfo de la Güerta foi escoyíu presidente. Llogró la reconocencia d'Estaos Xuníos d'América en 1923 pol Tratáu de Bucareli. Con cuenta de que el so gobiernu desamarró la Rebelión delahuertista porque pretendía imponer a Plutarco Elías Calles como'l so sucesor. En 1928, en plena Guerra Cristera, se presentó de nuevu como candidatu a la presidencia tres una reforma constitucional realizada l'añu anterior. Foi escoyíu nuevamente, pero metanes gran crisis política ya incertidume. Foi asesináu pol cristero José de León Toral, el 17 de xunetu, nel restorán ""La Bombilla"", de la Ciudá de Méxicu.
Próspero Fernández Oreamuno
Juan Primitivo Próspero Fernández Oreamuno (n. 18 de xunetu de 1834 - m. 12 de marzu de 1885) foi presidente de Costa Rica de 1882 a 1885.
Antigua Gran Bulgaria
L’Antigua Gran Bulgaria (Bolgaria) (griegu: Παλαιά Μεγάλη Βουλγαρία, en llatín Magna Bulgaria) yera un estáu formáu pol amiestu de tribus de bólgaros y onoguros (Bauer, 2010: 319-326), (Brook, 2006: 1-18), de curtia duración (del 632-671, aprox.), que xurdió nes estepes d’Europa Oriental dempués del desaniciu del Khanatu Túrquicu Occidental, como una dexebra del Kanatu Aváricu. La Gran Bulgaria nun tinía llendes ñidies, l’área cimera na que s’allugaba yera peles estepes del Mar Prietu y del Mar d’Azov. 
Hai perpoca información sobre l’Antigua Gran Bulgaria n’aturoes antiguos. Les fontes cimeres de la información sobre este estáu son:
[Brevarium - Pat. 100 § 915-916, GIBI, t. III: 294.]
Ὑπὸ δὲ τὸν αὐτὸν καιρὸν ἐπανέστη Κούβρατος ὁ ἀνεψιὸς Ὀργανᾶ ὁ τῶν Οὐνογουνδούρων κύριος τῷ τῶν Ἀβάρων χαγάνῳ, καὶ ὃν εἶχε παρ' αὐτοῦ λαὸν περιυβρίσας ἐξεδίωξε τῆς οἰκείας γῆς. Διαπρεσβεύεται δὲ πρὸς Ἡράκλειον καὶ σπένδεται εἰρήνην μετ' αὐτοῦ, ἥνπερ ἐφύλαξαν μέχρι τέλους τῆς ἑαυτῶν ζωῆς· δῶρά τε γὰρ αὐτῷ ἔπεμψε καὶ τῇ τοῦ πατρικίου ἀξίᾳ ἐτίμησεν.
Kubratos, primu d’Organa y Príncipe de los Hunnogururianos allevantose contra’l Cagan de los Avaros que trataba mal al pueblu y cazábalos fuera de les sos tierres. Unvió darréu Embaxadores a Heracliu, fexo con él la paz, que caltuvo durante tola so vida. Esti emperador mandaba-y delles vegaes regalos y honrábalu cola dignidá d’un particiu.
[Brevarium - Pat. § 929-934, GIBI, t. III, 295-296]
1. Λεκτέον δὲ ἤδη περὶ τῆς τῶν λεγομένων Οὔννων καὶ Βουλγάρων ἀρχῆς καὶ καταστάσεως αὐτῶν. 
2. Περὶ τὴν Μαιῶτιν λίμνην κατὰ τὸν Κώφινα ποταμὸν καθίσταται ἡ πάλαι καλουμένη μεγάλη Βουλγαρία καὶ οἱ λεγόμενοι Κότραγοι, ὁμόφυλοι αὐτῶν καὶ οὗτοι τυγχάνοντες. 
3. Ἐν δὲ τοῖς Κωνσταντίνου χρόνοις ὃς κατὰ τὴν δύσιν ἐτελεύτα, Κοβρᾶτός τις ὄνομα κύριος γενόμενος τῶν φύλων τούτων τὸν βίον μεταλλάξας πέντε καταλιμπάνει υἱούς, ἐφ' οἷς διατίθεται μηδαμῶς τῆς ἀλλήλων ἀποχωρισθῆναι διαίτης, ὡς ἂν διὰ τῆς πρὸς ἀλλήλους εὐνοίας τὰ τῆς ἀρχῆς αὐτῶν διασώζοιτο. 
4. Οὗτοι μικρὰ τῆς πατρικῆς φροντίσαντες παραινέσεως ὀλίγου παρῳχηκότος χρόνου διέστησαν ἀλλήλων, ἕκαστος αὐτῶν τοῦ λαοῦ ἴδιον μέρος ἀποτεμνόμενος. 
5. Ὧν ὁ μὲν πρῶτος Βαϊανὸς υἱὸς λεγόμενος κατὰ τὰ ἐνταλθέντα αὐτῷ παρὰ τοῦ πατρὸς ἐν τῇ προγονικῇ γῇ διέμεινε μέχρι τοῦ δεῦρο, 
6. ὁ δὲ δεύτερος λεγόμενος Κότραγος τὸν Τάναϊν περαιωθεὶς ποταμὸν ᾤκησε τούτων ἀντικρύ, 
7. ὁ δὲ τέταρτος τὸν Ἴστρον ποταμὸν διαβὰς ἐν Παννωνίᾳ τῇ νῦν ὑπὸ Ἀβάροις κειμένῃ αὐλίζεται ὑπόσπονδος τῷ ἐγχωρίῳ ἔθνει γενόμενος, 
8. ὁ δὲ πέμπτος κατὰ τὴν Ῥαβεννησίαν πεντάπολιν ἱδρυσάμενος ὑπόφορος Ῥωμαίοις ἐγένετο. 
9. Τούτων ὁ λοιπὸς τρίτος ἀδελφὸς ὄνομα Ἀσπαροὺχ τὸν Δάναπριν καὶ τὸν Δάναστριν ποταμὸν περαιωθεὶς περὶ τὸν Ἴστρον οἰκίζεται, τόπον πρὸς οἴκησιν ἐπιτήδειον, Ὄγλον τῇ σφῶν καλούμενον φωνῇ, καταλαβόμενος, δυσχερῆ τε καὶ ἀνάλωτον πολεμίοις ὑπάρχοντα· ἀσφαλής τέ ἐστι τὰ μὲν ἔμπροσθεν τῇ τε δυσχωρίᾳ καὶ τῷ τελματώδης εἶναι τυγχάνων· τὰ δ' οὖν ὄπισθεν κρημνοῖς ἀβάτοις τετειχισμένα.
10. Οὕτω τοίνυν τοῦ ἔθνους διαιρεθέντος καὶ σκεδασθέντος, τὸ τῶν Χαζάρων φῦλον ἀπὸ τοῦ ἐνδοτέρου τῆς Βερυλίας λεγομένης χώρας ὡς πλησίον τῶν Σαρματῶν ᾠκημένον πλείστης ἀδείας ἐντεῦθεν ἐπέτρεχον. Τὰ τοιαῦτα πάντα κατέδραμον χωρία τῆς ὑπὲρ Πόντου τὸν Εὔξεινον γῆς καὶ θαλάττης ἐπέρασε· μεθ' ὧν καὶ Βαϊανὸν ὑπεξούσιον ποιησάμενος εἰς ὑπαγωγὴν φόρων κατέστησε.
1. Agora hai que falar del orixe y de l’afitamientu de los hunos y de los bólgaros. 
2. La gran Bulgaria (μεγάλη Βουλγαρία) ta a lo llargo de les orielles de la llaguna Meótida (Mar d’Azov), cerca del riu Cophin (Kuban), ú tamién viven los Cotragurios (Κωνσταντίνου), que son la mesma nación que los Bólgaros.
3. Un príncipe nomáu Curat, que comandaba a toes estes naciones nes dómines del Emperador Constantinu, dexó cinco fios, que-yos mandó, anantes de morrer, nun separtar pa caltener la so unión.
4. Pero, faciendo poco casu del saviu conseyu del so pá, separtáronse y cada ún d’ellos remanó un pueblu que tinía baxo la so obediencia.
5. Solo Bayán (Βαϊανὸς) siguió el testamentu del so pá y quedó nel so llugar de nacencia.
6. El segundu, nomáu Kotrag (Κότραγος) travesó’l riu Tanais (Don) y allugose a sos orielles.
7. El cuartu travesó’l Dnubiu, y teniendo entrao en Panonia, afitóse ellí col consentimientu de los sos habitantes.
8. El quintu coló a Pentapolis de Ravena y ellí féxose tributariu de los romanos.
9. Por fir, el terceru nomáu Asparuk (Ἀσπαροὺχ), dempués de pasar los rios Danapris y Danastris, allugose a orielles del Daubiu, nel llugar que pescudó más afayadizu, y que nomó Ogla (Ὄγλον), na so llingua. Paecía-y impenetrable por mor de que d’un llau taba defendíu por llamargues, y pel otru por cantiles.
10. Esta nación foi dixebrada y desanizada, de tala mena que los Kházaros (Χαζάρων) veníos de Berylia (Βερυλίας), que ta cerca de Sarmatia, atravesaron el Pontu-Euxinu (Mar Prietu), allugaron baxo’l so poder a Bayán (Βαϊανὸς) ya impusiéron-y un tributu.
[Chronografia – Pat. 108 §. 723-728, GIBI, t. III: 261-263, De Boor (1883), Vol. I: 357-358]
1. ἀναγκαῖον δὲ εἰπεῖν καὶ περὶ τῆς ἀρχαιότητος τῶν Οὐννογουνδούρων Βουλγάρων καὶ Κοτράγων. 
2. ἐν τοῖς ἀρκτῴοις περατικοῖς μέρεσι τοῦ Εὐξείνου πόντου, ἐν τῇ λεγομένῃ Μαιώτιδι λίμνῃ, εἰς ἣν εἰσάγεται ποταμὸς μέγιστος ἀπὸ τοῦ ὠκεανοῦ καταφερόμενος διὰ τῆς τῶν Σαρματῶν γῆς, λεγόμενος Ἄτελ, 
3. εἰς ὃν εἰσάγεται ὁ λεγόμενος Τάναϊς ποταμὸς καὶ αὐτὸς ἀπὸ τῶν Ἰβηρίων πυλῶν ἐξερχόμενος τῶν ἐν τοῖς Καυκασίοις ὄρεσιν, 
4. ἀπὸ δὲ τῆς μίξεως τοῦ Τάναϊ καὶ τοῦ Ἄτελ, (ἄνωθεν τῆς προλεχθείσης Μαιώτιδος λίμνης σχιζομένου τοῦ Ἄτελ) ἔρχεται ὁ λεγόμενος Κοῦφις ποταμός, καὶ ἀποδίδει εἰς τὸ τέλος τῆς Ποντικῆς θαλάσσης πλησίον τῶν Νεκροπήλων εἰς τὸ ἄκρωμα τὸ λεγόμενον Κριοῦ Πρόσωπον. 
5. ἀπὸ δὲ τῆς προσημανθείσης λίμνης ἴσα ποταμῷ θάλασσα, καὶ εἰσάγεται εἰς τὴν τοῦ Εὐξείνου πόντου θάλασσαν διὰ τῆς γῆς Βοσφόρου καὶ Κιμμερίου, ἐξ οὗ ποταμοῦ ἀγρεύεται τὸ λεγόμενον μουρζοῦλιν καὶ τὰ τούτου ὅμοια, καὶ εἰς μὲν τὰ πρὸς ἀνατολὴν μέρη τῆς προκειμένης λίμνης ἐπὶ Φαναγουρίαν καὶ τοὺς ἐκεῖσε οἰκοῦντας Ἑβραίους παράκεινται ἔθνη πλεῖστα· 
6. ἀπὸ δὲ τῆς αὐτῆς λίμνης ἐπὶ τὸν λεγόμενον Κοῦφιν ποταμόν,
ἔνθα τὸ ξυστὸν ἀγρεύεται Βουλγαρικὸν ὀψάριν, ἡ παλαιὰ Βουλγαρία ἐστὶν ἡ μεγάλη,
καὶ οἱ λεγόμενοι Κότραγοι ὁμόφυλοι αὐτῶν καὶ οὗτοι τυγχάνοντες. 
7. ἐπὶ δὲ τῶν χρόνων Κωνσταντίνου, τοῦ εἰς τὴν δύσιν,
Κροβάτου τοῦ κυροῦ τῆς λεχθείσης Βουλγαρίας καὶ τῶν Κοτράγων τὸν βίον μεταλλάξαντος
καὶ πέντε καταλιπόντος υἱοὺς καὶ διατυπώσαντος μηδαμῶς τούτους ἀποχωρισθῆναι ἐκ
τῆς πρὸς ἀλλήλους διαίτης, διὰ τὸ πάντη κυριεύειν αὐτοὺς καὶ ἑτέρῳ μὴ δουλωθῆναι
ἔθνει,
8. μετ' ὀλίγον δὲ χρόνον τῆς ἐκείνου τελευτῆς εἰς διαίρεσιν
ἐληλυθότες οἱ αὐτοῦ πέντε υἱοὶ διέστησαν ἀπ' ἀλλήλων μετὰ τοῦ ἐν ὑπεξουσιότητι ἑκάστου
αὐτῶν ὑποκειμένου λαοῦ. 
9. καὶ ὁ μὲν πρῶτος υἱὸς ὁ λεγόμενος Βατβαιᾶν τὴν ἐντολὴν
τοῦ οἰκείου φυλάξας πατρὸς διέμεινεν ἐν τῇ προγονικῇ αὐτοῦ γῇ μέχρι τῆς δεῦρο. 
10. ὁ δὲ δεύτερος τούτου ἀδελφός, ὁ λεγόμενος Κότραγος, τὸν
Τάναϊν διαβὰς ποταμὸν ἀπέναντι τοῦ πρώτου ᾤκησεν ἀδελφοῦ. 
11. ὁ δὲ τέταρτος καὶ ὁ πέμπτος τὸν Ἴστρον ἤτοι ∆ανοῦβιν
λεγόμενον περαιωθέντες ποταμόν, ὁ μὲν εἰς Πανονίαν τῆς Ἀβαρίας ὑποταγεὶς τῷ Χαγάνῳ
τῶν Ἀβάρων ἔμεινεν ἐκεῖ μετὰ τῆς δυνάμεως αὐτοῦ, ὁ δὲ τὴν πρὸς τῇ Ῥαβέννῃ Πεντάπολιν
καταλαβὼν ὑπὸ τὴν βασιλείαν τῶν Χριστιανῶν γέγονεν. 
12. ἔπειτα τούτων ὁ τρίτος, Ἀσπαροὺχ λεγόμενος, τὸν ∆άναπριν
καὶ ∆άναστριν περάσας καὶ τὸν Ὄγλον καταλαβὼν βορειοτέρους τοῦ ∆ανουβίου ποταμοὺς
μεταξὺ τούτου κἀκείνων ᾤκησεν, ἀσφαλῆ καὶ δυσμάχητον εἶναι τὸν τόπον στοχασάμενος
ἐξ ἑκάστου μέρους· τελματώδης γὰρ ἔμπροσθεν, καὶ ἄλλοθεν τοῖς ποταμοῖς στεφανούμενος,
πολλὴν τῷ ἔθνει τεταπεινωμένῳ διὰ τὸν μερισμὸν τὴν ἐκ τῶν πολεμίων παρεῖχεν ἄνεσιν.
13. τούτων δὲ οὕτως εἰς πέντε μέρη διαιρεθέντων καὶ ἐν
βραχύτητι καταντησάντων,
14. ἐξῆλθε τὸ μέγα ἔθνος τῶν Χαζάρων ἀπὸ τοῦ
ἐνδοτέρου βάθους Βερζιλίας τῆς πρώτης Σαρματίας καὶ ἐδέσποσε πάσης τῆς περατικῆς
γῆς μέχρι τῆς Ποντικῆς θαλάσσης· καὶ τὸν πρῶτον ἀδελφὸν Βατβαιᾶν, τῆς πρώτης
Βουλγαρίας ἄρχοντα, ὑποτελῆς καταστήσας φόρους παρ' αὐτοῦ κομίζεται μέχρι τοῦ νῦν.
1. Agora
ye necesario narrar la antigua historia de los Unnogundúros, Búlgaros y
Kotragos.
2. Nel
norte, lloñe del Mar Euxinu (El Mar Prietu), ta’l nomáu Llagu Meótidu (Mar
d’Azov), al que fluye un gran ríu nomáu Atel (Ἄτελ) (Volga)[1], que
baxa al Océanu pela tierra de los Sármates.
3. Esti
riu amiéstase col riu Tanais (Τάναϊς) (Don),
que tien el so entamu nes puertes d’Iberia (Xeorxa), que tan nos Montes del
Cáucasu.
4. De la
confluencia del Tanais y del Atel (oseya nel Llagu Meótidu, mencionáu enriba,
nel que desemboca el Atel), fórmase’l riu nomáu Kufis (Κοῦφις) que desemboca nel Mar Pónticu cerca de Nekropela
(Νεκροπήλων) (Karintski), nun cuetu
nomáu “La Tiesta’l Castrón” (Κριοῦ Πρόσωπον)
5. Del
antedichu llachu hai un estrechu facia la mar, como un riu que s’amiesta col
Euxinu traviés de la tierra del Bósforu Cimeriu (L’estrechu de Kerch), nel que
se pesca el nomáu murzulín (μουρζοῦλιν), y
otros pexes asemeyaos. Pela costa oriental d’esti llagu, ta Phanagoria, y ellí
viven munchos xudios, con munches otres tribus.
6. Dende
el mesmu llagu, p’enriba, fasta’l ríu Kufis, a ú los búlgaros garren un pexe que
nomen tsistón (ξυστὸν), ta allugada la Gran Bulgaria (παλαιὰ Βουλγαρία), y los nomaos kotragos (Κότραγοι), que son de la mesma tribu que los
bólgaros.
7. Nos
tiempos de Constantinu, qe vivía nel oeste, Krobatos (Κροβάτου), el cabezaleru de la anantes mencionada
Bulgaria, y de los Kotraos, que morrió dexando cinco fios, a los que-yos dixo
que nun tiníen que colar baxo denguna circunstancia y que si permanecien unios,
denguna otra tirub los diba esclavizar.
8. Daqué
tiempu dempués de finar [Krobatos], magar les sos pallabres, los sos cinco fios
colaron un pa cada lláu, cada un colos exércitos que se-y sometíen. 
9. El so
fíu mayor, nomáu Batbayán (Βατβαιᾶν),
siguió’l mandatu del so pá y quedó na so tierra ancestral. 
10.
L’hermanu más mozu, nomáu Kotragos (Κότραγος),
cruzó’l riu Tanai, y vivió na oriella opuesta al so hermanu mayor.
11. El
cuartu y quintu hermanu travesaron el riu Istros (Ἴστρον), que ye’l Danubiu (∆ανοῦβιν), el primeru quedó suxetyu al Kagán de los
Avaricos (Ἀβάρων) na Panonia Avarica (Πανονίαν τῆς Ἀβαρίας) y quedó ellí col so exércitu, y l’otru
llegó a Pentapolis (Πεντάπολιν), cerca
de Ravenna (Ῥαβέννῃ), y aceutó una alianza col
Imperiu Cristianu. 
12. Yendo
detrás d’ellos, el tercer hermanu, nomáu Asparuh (Ἀσπαροὺχ), cruzó los rios Danapris (∆άναπριν) u Danastris (∆άναστριν) (rios que tan más lloñe, al norte del
Danubiu), y, aportando a Oglos (Ὄγλον)
estableciose ellí, ente el primeru y el caberu, porque pescudó que yera un
llugar seguru ya impenetrable por dambos llaos: per un llau taba una llamarga,
y pol otru llau taba rodeao por rios. 
13. Esto
dába-yos gran seguridá frente a los enemigos, pa una tribu que taba feble poles
sos dixebres.
14.
Cuando foron asina dixebraos en cinco fasteres y reduxéranse a un estáu feble,
la gran nación de los Kházaros (Χαζάρων), vivniendo de les profundidaes de Berzilia
(Βερζιλίας), que ta más allá de
Sarmatia (Σαρματίας) conquistó tou’l pais,
dende’l mar fasta lo más lloñe del Pontu, - y subyugó al hermanu mayor, a
Batbayán ()Βατβαιᾶν, cabezaleru de la Primera
Bulgaria (πρώτης Βουλγαρίας), debíendo-yos tributu fasta
anguaño.
[1]
Esto xeográficamente ye incorreuto: el Volga desemboca nel Caspiu.
Nun ta del too ñidio l’allugamientu de l’Antigua Gran Bulgaria. Siguiendo a Moisés de Khorena, Nicéforu, Teófanes y otros autores taba allugada na Oriella Norte del Mar Prietu (Pontu Euxinu) y pel Mar d’Azov (Llaguna Meótida), fasta’l riu Kuban (Cophin).
La ciudá cimera de la Antigua Gran Bulgaria yera Phanagoria (en griegu antiguu: Φαναγόρεια Phanagóreia), ciudá fundada nel 543 por colonos griegos, como un centru de comerciu. Allugada nel estremu occidental de la península de Taman, enfrente de la península de Crimea, faila un centru estratéxicu, mesmo anguaño.
L’Antigua Gran Bulgaria formose pol amiestu de les tribu bólgares de los Onoguros, Kutriguros y Utiguros, col so cabezaleru Kubrat que consiguió amestar a estres tribus pa revelase contra’l Kanatu Aváricu y formar asina l’Antigua Gran Bulgaria. Kubrat fexo una alianza col Emperador Bizantín que mantuvo durante la so vida.
Siguiendo a les fontes bizantines, l’Antigua Gran Bulgaria foi conquistada polos Khazaros, facia l’añu 668, que la fixeron un reinu vasallu, y posteriormente anexonáronla defechu.
Suponse que la llingua de la Antigua Gran Bulgaria yera la llingua bólgara, magar que, polo escaso de los datos al respeutu ye enforma dubidoso.
Vladimir Nabokov
Vladímir Vladímirovich Nabókov (en rusu Влади́мир Влади́мирович Набóков, ), conocíu como Vladimir Nabokov (22 d'abril de 1899 (10 d'abril del calendariu xulianu), San Petersburgu — 2 de xunetu de 1977, Montreux, Suiza), foi un escritor d'orixe rusu llueu nacionalizáu estaunidense. Escribe les sos primeres obres lliteraries en rusu, pero llega al reconocimientu internacional con un llibru escritu n'inglés: "Lolita" (1955).
Son carauterísticos nél los argumentos de gran complexidá, los intelixentes xuegos de pallabres y l'usu de l'alliteración. Gana fama y notoriedá cola novela "Lolita" (1955), siendo autor tamién d'otres importantes obres ente les qu'hai que señalar "Pale fire" (1962) y, sobre manera, "Ada, or Ardor" (1969), obres toes que-y proporcionen un llugar cimeru ente los grandes novelistes del sieglu XX.
Yukio Mishima
Yukio Mishima (三島由紀夫 Mishima Yukio), de verdaderu nome Kimitake Hiraoka (平岡公威?) (14 de xineru de 1925, Tokyo - 25 de payares de 1970, foi un escritor y dramaturgu xaponés, autor de 40 noveles, 18 obres de teatru, 20 llibros de relatos y otros tantos d'ensayu, asina como d'un llibretu.
Pixuatu
El pixuatu ye la faliella del Conceyu Cuideiru que s’entuera nel subconxuntu nomáu "faza A" o de les tierres baxes del este endientro del asturianu occidental. Destamiente amuesa los trazos propios d’esta faza que son:
'Trazos ermunos del pixuatu':
Patricia Highsmith
Patricia Highsmith (Fort Worth, Texas, 19 de xineru de 1921 - Locarno, Suiza, 4 de febreru de 1995) foi una novelista estaunidense famosa poles sos obres de misteriu.
Patricia Highsmith, nacida col nome de Mary Patricia Plangman nació en Fort Worth, Texas. Los padres, Jay Bernard Plangman y Mary Coates, divorciáronse anantes de que naciera. Debido a ello, nun conoció a so padre hasta cumplir los doce años. Treslladóse con so madre a Greenwich Village, en Nueva York. Y, nos primeros años de la so vida, foi educada pola so güela materna, Willi Mae. En 1924 so madre casóse con Stanley Highsmith, del que Patricia tomaría l'apellíu.
Mombasa
Mombasa (suahili Kisiwa Cha Mvita) ye una ciudá de Kenia, la segunda mayor tres Nairobi, amás de ser el principal puertu d'África oriental. Ta asitiada nuna islla y tien y una superficie de 294,7 km².
Nairobi
Nairobi ye la capital y mayor ciudá de Kenia con una población de y una superficie de 696 km². El nome Nairobi provenir de la frase masái "Enkare Nyorobi", que significa ""el llugar d'agües fresques"".
Fundada polos británicos en 1899 como un simple depósitu ferroviariu na vía que xune Mombasa a Uganda, la ciudá creció rápidamente hasta convertise na capital d'África Oriental Británica en 1905, y finalmente, capital de la república de Kenia llibre en 1963. Amás ye la capital de la Provincia de Nairobi y del Distritu de Nairobi. La ciudá alcuéntrase a veres del ríu Nairobi, nel sur de la nación, y tien una elevación de 1661 m sobro'l nivel del mar.
Wajir
Wajir ye una ciudá al nordeste de Kenia.
Nel censu de 1999 tenía 32907 habitantes.
La ciudá ta asitiada nuna rexón árida propensa a la seca. A la primavera del 2006, hubo una gran fame.
One Penn Plaza
One Penn Plaza ("1 Penn Plaza") ye un rascacielos de la ciudá estauxunidense de Nueva York. Asítiase ente les cais 33 ("33rd Street") y 34 ("34th Street"), al oeste de la Séptima Avenida ("Seventh Avenue"), a la vera la estación de ferrocarril de Pennsylvania ("Pennsylvania Station") y el Madison Square Garden. Ocupa una manzana completa, ente la Séptima y la Octava Avenida, y ye'l mayor del complexu d'edificios del complexu conocíu como Pennsylvania Plaza.
L'edificiu foi diseñáu pol estudiu d'arquitectura Kahn& Jacobs, y acabó de construyise en 1972. Tien un altor de 230 m (750 pies y 57 pisos. La torre, que permite pola so ubicación que tolos sos inquilinos que les sos ventanes miren al sur, al este y al norte tengan vistes privilexaes del ríu Hudson, tien trés retranqueos na fachada nos pisos 7, 14 y 55. La so estructura ye d'aceru lamináu y hormigón, con les muries esteriores de vidriu solar gris y aluminiu anodizáu. En 2010 instalose nelli una planta de coxeneración elléctrica, que permitió reducir el so consumu de carbón pa calefacción nún 50% con respectu al so nivel anterior.
L'edificiu tien 14 entraes y 44 ascensores, y tien una cochera subterránea, accesible dende les cais 33 y 34, con capacidá pa 695 vehículos. Dos pasillos soterráneos comuniquen l'edificiu directamente cola estación de Pennsylvania, asitiada una manzana al sur. Al nivel de la cai hai dellos comercios, ente los que destaquen un restaurante y una tienda de trés pisos de la cadena K-Mart.
Al oeste del edificiu hai una plaza con una fonte. Esta, al contrariu de lo que ye vezu, echa l'agua en forma de vapor n'iviernu y de niebla en branu pa evitar chiscar a los viandantes nos díes de munchu aire.
Virxen del Rosariu
a la Virxen del Rosariu tien la abvocación el templu de Santa María de Castañéu de Miranda. Preside el so altar una figura de la virxen y el nenu sedente. El templu foi reconstruido nel sieglu XVII sobre una construcción anterior se presume románica. Esti templu con otres 13 cases foi arrasau por un argayu o fana del cercanu monte Couriu a mediaos del siglu XVII.
William James
William James (11 de xineru de 1842, Nueva York, Estaos Xuníos - 26 d'agostu de 1910, en New Hampshire, Estaos Xuníos) foi un filósofu estaunidense, profesor de sicoloxía na Universidá de Harvard. Ye'l fundador de la sicoloxía funcional. Foi l'hermanu mayor del escritor Henry James.
Mar d'Alborán
El mar d'Alborán ye la porción más occidental del mar Mediterraneu, asitiada ente la Península Ibérica y el norte d'África. El estrechu de Xibraltar, allugáu al estremu occidental del mar d'Alborán,conecta'l Mediterraneu col océanu Atlánticu. La so profundidá media ye de 445 m, y la másima de 1.500 m. La Organización Hidrográfica Internacional define les sos llendes como vien darréu:
Les corrientes de superficie del mar d'Alborán, pola influyencia de los vientos predominantes na zona, van hacia l'este, llevando agua del océanu Atlánticu al Mediterraneu; les corrientes más profundes fluyen hacia l'oeste, llevando agua mediterráneo, más salao, al Atlántico. Esi intercambiu d'agua produz una circulación vertical rotatoria, conocida como xiru oceánicu, nesti mar.
El mar d'Alborán ye una fastera de transición ente'l mar y l'océanu, nel que s'amiesten especies mediterránees y atlántiques. Les sos agües son l'hábitat de la mayor población de delfines nariz de botella (tursiops) del Mediterraneu occidental, de la cabera colonia de marsopa común del Mediterraneu y el comederu más importante pa les poblaciones de tortuga boba del continente européu. Tamién ye un mar ricu n'especies pescables, como la sardina o'l pexe espada. Les artes utilizaes pa la so captura, peragresives, ficieron qu'en 2003 el World Wildlife Fund amosara la so preocupación pol peligru d'estes pa especies non comercializables como los delfines o les tortugues.
La so superficie ta puntiada por delles islles ya isllotes, incluyida la homónima a elli, la islla d'Alborán. La mayoría, inclusu les que tán cerca la costa de Marruecos, tán embaxu la soberanía española.
Un arcu montañosu, conocíu como arcu de Xibraltar, arrodia pel norte, el sur y l'oeste a esti mar. El arcu citáu fórmenlu la cordillera Bética, nel sur d'España, y les montañes del Rif, en Marruecos. Esti conxuntu, nomáu polos ecólogos complexu béticu-rifanu, forma ún de los ecosistemes de transición ente los atlánticos y los mediterráneos. La influyencia moderadora del clima del océanu permitió sobrevivir, nesta zona, a delles especies que, poles grandes fluctuaciones climátiques de los últimos millones d'años, estinguiéronse nel restu de la cuenca mediterránea.
Santa María de Castañéu
Santa María de Castañéu ye'l templu o ilesia de la Parroquia de Castañéu de Miranda nel Conceyu de Miranda de Asturies. Preside el so altar mayor una imaxen de la Virxen del Rosariu sedente. L'edificiu componse de dos cuerpos diferenciaos volumétricamente. El primer cuerpo, o principal, sitúase nel extremu norte del conxuntu edificau. Ye la parte construída más antigua y a la vez de meyor traza, conservándose volumétricamente intacta. Componse d'un cuerpo de forma llixeramente rectangular, casi cuadrau, cubiertu per una bóveda de cañón fecha'n sillares de piedra, que a la so vez descansa sobre unes muries perimetrales de mampostería. Estes muries remátense nos sos requexos con sillares de piedra. Hay una imposta corría de sillares que sirve de transición ente les muries y la bóveda. Esti cuerpu principal ábrese al sur a traviés d'un arcu de mediu puntu executáu con doveles de sillares de piedra caliza. Pe la so forma y tipoloxía constructives que obsérvense, puede aventurase que la construcción data del sieglu XVII e inicialmente non tendría cuerpos añadíos, polo que seguramente encontremosnos ante una ermita de carauter votivo. Adosau a esti cuerpo principal y por prolongación de les sos muries llaterales alcuéntrase un anexu cuya envolvente coincide per extensión col orixinal. Esti cuerpo alberga la sacristía de la ilesia actual y probablemente non existiera nun principiu, a tenor de la existencia d'un pequeñu furacu a mou de ventana qu'alcuéntrase nel testeru norte del cuerpo que denominaramos principal y que inicialmente dexaría entrar lluz del exterior.
Helipuertu
Un helipuertu ye un pequeñu aeropuertu solamente válidu pa helicópteros. Los helipuertos pueden tener una o más plataformes d'aterrizaxe ("helisuperficie") y suelen tener unos servicios más llindaos de combustible, llume o hangares. Nes grandes ciudaes suel haber helipuertos pa servicios de tresporte, servicios d'emerxencia, empreses etc. Xeneralmente los helipuertos tán asitiaos más cerca del centru de la ciudá que los aeropuertos, dándo-yos ventayes en términos de tiempu de viaxe en destinos urbanos ya inclusive hasta l'aeropuertu de la ciudá.
Un helipuertu ye muncho más pequeñu qu'un aeropuertu, yá que tán destinaos solo a operaciones con helicópteros (despeguen y aterricen verticalmente a diferencia de los aviones), por eso nun se precisa tantu espaciu (un "helipad" y contorna han tener pa maniobrar a lo menos el doble de tamañu qu'ocupa'l helicópteru). Cada vez ye más llarga la llista de centros sanitarios que disponen d'una plataforma, permitiendo treslladar mancaos al hospital con helicópteru medicalizáu. Tamién ye grande'l númberu d'helipuertos privaos nes grandes ciudaes y en rascacielos como Nueva York, São Paulo etc.
Un helipuertu amás de ser más pequeñu qu'un aeropuertu, nun tien tantes instalaciones a la so alredor como les que tienen la mayoría d'aeropuertos, al contrariu los helipuertos tienen servicios llindaos como en dellos casos hangares pal almacenamientu y caltenimientu de los helicópteros, en dellos casos tanques de combustible pal so abastecimientu y lo que toos tienen de tener ye balices (lluces pa la nueche) y manga d'aire.
Manga d'aire
Una manga d'aire ye un tubu testil cónicu (que recuerda a una manga, d'equí el nome) diseñada pa indicar la direición y velocidá relativa del vientu. Les mangues d'aire típicamente s'usen nos aeropuertu y plantes químiques onde hai peligru de perdes gaseoses. Pónense dacuando cabo les autopistes en llugares ventosos.
La direición del aire ye la opuesta a la direición a la qu'apunta la manga (les direiciones del vientu convencionalmente s'especifiquen como'l puntu cardinal onde s'orixina el vientu, de mou qu'una manga qu'apunta al norte indica un vientu suriegu). La velocidá vien indicada pol ángulu relativu col mástil; con vientu sele, la manga baxa; con vientu fuerte vuela n'horizontal.
Según los estándares de la FAA referenciaos más abaxo, un vientu de 15 nuedos (28 km/h; 17 mph) estenderá completamente una manga d'aire que funcione bien. Una brisa de 3 nuedos (5.6 km/h; 3.5 mph) causará qu'una manga d'aire que funcione bien s'oriente acordies col vientu.
Según los estándares de Transport Canada: un vientu de 15 nuedos (28 km/h; 17 mph) estenderá completamente la manga d'aire, un vientu de 10 nuedos (19 km/h; 12 mph) causará que la manga d'aire tea 5° baxo la horizontal, un vientu de 6 nuedos (11 km/h; 6.9 mph) causará que la manga tea 30° baxo la horizontal.
Les mangues d'aire tamién son célebres pa los neños y pueden tener diseños brillantes y coloríos. Eses mangues nun son particularmente funcionales y s'usen principalmente como decoración. Sicasí, puen valir como gabitu básicu p'albidrar la velocidá y direición del vientu.
Aeropuertu
Los aeropuertos son les terminales en tierra onde s'empecipien y rematen los viaxes de tresporte aereu n'aeronaves. Les funciones de los aeropuertos son delles, ente elles l'aterrizaxe y despegue d'aeronaves, embarque y desembarque de pasaxeros, equipaxes y mercancíes, abastecimientu de combustible y caltenimientu d'aeronaves, lo mesmo que llugar d'aparcamientu p'aquélles que nun tán en serviciu. Los aeropuertos sirven p'aviación militar, aviación comercial o aviación xeneral.
Los aeropuertos divídense'n dos partes:
Un aeródromu ye un área definida de tierra o agua (qu'inclúi toles edificaciones, instalaciones y equipos) destinada dafechu o parcialmente a la llegada, salida o movimientu d'aeronaves. Son aeropuertos aquellos aeródromos públicos que cunten con servicios o intensidá de movimientu aereu que xustifiquen tal denomación. Los aeródromos que reciben naves con orixe o destín nel estranxeru, onde s'empresten servicios de sanidá, aduana, migraciones y otros, llámense aeródromos o aeropuertos internacionales.
Los helipuertos defínense como aeródromos destinaos a utilizase solamente por helicópteros; poro, son aplicables les disposiciones relatives a la clasificación y a los procedimientos d'autorización vixente p'aeródromos.
Según el tipu d'actividá estremense los siguientes aeropuertos:
Según el tipu de vuelos estremense dos tipos:
Son aeropuertos d'interés xeneral:
Un aeropuertu nacional (tamién llamáu aeropuertu de cabotaxe o internu) ye un aeropuertu que sirve namái vuelos nacionales, interiores a un mesmu país, tamién llamaos vuelos de cabotaxe. Los aeropuertos nacionales escarecen d'oficines d'aduanes y de control de pasaportes y polo tanto nun pueden sirvir vuelos procedentes o con destín a un aeropuertu estranxeru. 
Estos aeropuertos de vezu tienen pistes curties nes que namái puede maniobrar aviones pequeños y onde operen vuelos d'aviación xeneral (esto ye, non comercial, taxis aereos, vuelos sanitarios, charter, etc). En munchos paises escarecen de controles de seguridá y escáneres de metal, pero adulces fuéronse incorporando. 
La mayoría de los aeropuertos municipales de Canadá y Estaos Xuníos son aeropuertos nacionales. Nos aeropuertos internacionales canadienses esisten terminales destinaes sólo a los vuelos interiores. Otra manera, dellos paises pequeños escarecen d'aeropuertos nacionales públicos o inclusive escarecen de vuelos interiores, como por casu Bélxica.
Tamién dientro de la categoría d'aeropuertos nacionales encuádrense los aeródromos que sí tienen tolos sistemes d'aproximamientu y abalizamientu pero con operación de llinies aerees llocales.
Los aeropuertos nacionales o internos llámense dacuando "aeropuertos domésticos", por cuenta de una mala traducción del inglés "domestic". Esti ye un barbarismu evitable.
Nun aeropuertu, dende'l puntu de vista de les operaciones aeroportuaries, pueden estremase dos partes: el denomináu "llau del aire" y el llamáu "llau de tierra". La distinción ente dambes partes deriva de les distintes funciones que se realicen en caúna.
Nel llau del aire l'atención ta centrada nes aeronaves y too muévese alredor de lo qu'éstes precisen. El principal componente d'esta parte ye la pista d'aterrizaxe, pero dependiendo del tipu d'aeropuertu, pue que tenga cais de rodaxe, plataformes de estacionamiento y hangares de caltenimientu. La plataforma (tamién conocida como "apron," del inglés) ye l'área destinada a dar cabida a les aeronaves mientres se lleven a cabu les operaciones d'embarque y desembarque de pasaxeros o mercancíes, según otres operaciones d'atención a l'aeronave (suministru de combustible, caltenimientos menores, llimpieza).
Nel llau de tierra los servicios concéntrense na xestión de los pasaxeros y les sos necesidaes. El so principal componente ye la terminal (pa un aeropuertu comercial de pasaxeros) o los almacenes y terminal de carga (pa un aeropuertu de carga). De vezu, tolos aeropuertos tienen dambos componentes. Ye posible qu'un xuegu de pistes d'aterrizaxe tamién lu utilicen aviones militares.
Una área importante en tou aeropuertu ye'l denomináu centru de control d'área o ACC, nel cual atópense los controladores del tráficu aereu o ATC (poles sos sigles n'inglés), encargaos de dirixir y controlar tol movimientu d'aeronaves nel aeropuertu y na zona aerea baxo la so xurisdicción.
La pista ye la parte más importante d'un aeródromu porque permite que les aeronaves que tán en tierra lleguen a les velocidaes necesaries pa llograr la sustentación nel aire, y permite a les aeronaves en vuelu, aterrizar. La pista forma parte del "llau" del aire d'un aeródromu. Sacante contaes esceiciones, toa pista permite operaciones d'aterrizaxe y de despegue d'aeronaves. 
Les pistes precisen ser llargues y anches abondo pa permitir les operaciones d'aterrizaxe y despegue de los aviones de mayor tamañu qu'operen nel aeropuertu. Esto ye, la pista va ser la llende pa los distintos tipos d'aeronaves que puedan aterrizar nella.
N'aeropuertos d'altu tráficu esisten les cais de rodaxe, que son pistes auxiliares qu'entaínen el tráficu d'aeronaves en tierra firme y aumenten el númberu máximu d'operaciones que pueden llevase a cabu.
Les cabeceres de les pistes d'aterrizaxe de los aeropuertos precisen tar llibres de cualquier estorbisa que pueda torgar o poner en riesgu la operación d'aterrizaxe o despegue d'una aeronave. La llinia d'averamientu d'aeronaves, por esta razón, precisa tar llibre de torres y edificios.
Les pistes d'aterrizaxe y despegue tienen d'empobinase d'alcuerdu al patrón de vientos del llugar: pa la seguridá d'una operación d'aterrizaxe o despegue, la componente llateral del vientu nun tien de superar una velocidá almitible pa les aeronaves más pequeñes el 95% del tiempu; cuando eso asocede, creense remolinos na aeronave, aumentando les probabilidaes d'un accidente. En llugares onde la serie de vientos ye tal que con una sola pista nun se cumple tal reglamentación, tien de construyise una segunda pista con otra orientación.
Los aeropuertos d'usu civil tán diseñaos pa l'atención de pasaxeros qu'utilicen l'avión como mediu de tresporte, pa carga y corréu aereu. La mayoría de los aeropuertos operen los trés, pero munchos atienden principalmente o pasaxeros o carga/corréu, daes ciertes circunstancies: 
El tamañu d'un aeropuertu y la variedá de servicios qu'ufierta depende principalmente de la cantidá de vuelos qu'atiende l'aeropuertu y el movimientu de tráficu aereu, qu'incluye'l movimientu de pasaxeros, carga y corréu aereu. Naturalmente, los aeropuertos que mueven una gran cantidá de pasaxeros, con un altu movimientu d'aeronaves, tienen tendencia a ocupar mayor superficie.
Son los edificios del "llau de tierra "del aeródromu que permiten la xestión y control de los pasaxeros qu'embarquen o desembarquen de les aeronaves. Pa los aeropuertos de pasaxeros, les terminales tienen como función la conexón ente los medios d'accesu, col mou de tresporte aereu: Taxi, automóvil, autobuses, tren o metro.
Los centros aeroportuarios de gran o mediana categoría tán bien forníos pa l'atención d'aeronaves importantes, lo mesmo que p'atender el tráficu de pasaxeros pol aeropuertu. En tales aeropuertos, hai árees destinaes a la facturación, terminales dixebraes pal embarque (onde'l pasaxeru espera pol so vuelu) y desembarque, servicios comerciales
La configuración de la terminal ta determinada pol tipu de tráficu (rexonal, nacional o internacional) y pola cantidá de viaxeros. Los grandes aeropuertos tienen más d'una terminal. Pue asoceder que les ampliaciones llevaren a construyir dellos edificios pa suplir la demanda.
Les terminales tienen les siguientes dependencies: antepares de chequéu, sales d'embarque, bandes d'equipaxes, puertes de salida, zones d'esparcimientu, restoranes, tiendes, bancos, cambéu de moneda y aparcamientu d'automóviles. Los aeropuertos internacionales tienen amás controles migratorios (control de pasaportes y aduana. Na aduana, los pasaxeros que salen o entren del país reporten l'ingresu o salida de dineru y mercancíes. 
Poles recientes amenaces terroristes, los controles d'accesu a les aeronaves ye bien estrictu. Amás de máquines detectores de metales y escáneres corporales, munchos aeropuertos tienen máquines de rayos X pa la detección de materiales peligrosos nel equipaxe de los pasaxeros.
Amás, dellos aeropuertos d'altu tráficu tamién ufierten otros servicios comerciales que dexen amontar los ingresos del operador del aeropuertu. Ufierten al pasaxeru gran variedá d'opciones, mientres espera; por casu, almacenes, sales VIP, centros d'internet, zones de xuegos, llugares de cultu relixosu, museos, restoranes, etc.
La forma de la terminal de pasaxeros d'un aeropuertu trata de maximizar el númberu de posiciones pal embarque d'aeronaves, tratando d'amenorgar les distancies de caminada de los pasaxeros. Por esa razón dende la parte central de los edificios salen corredores, que permiten la conexón con dellos aviones. Estos corredores conócense como "espigones". Bien frecuentemente los pasaxeros nun entren nes aeronaves dende la terminal, sinón dende la plataforma.
Cuando les terminales de pasaxeros tán lloñe unes d'otres o distantes de la terminal principal, entren en xuegu les llinies d'autobuses y trenes especiales que conecten una terminal con otra, de cuenta que faciliten el movimientu de pasaxeros y trabayadores ente toles terminales.
Los aviones nun son los únicos medios de tresporte presentes nun área aeroportuaria: una amplia variedá de vehículos distintos actúen dientro del aeropuertu, con una variada gama de servicios, como'l tresporte de pasaxeros, tresporte de carga, equipaxe, llimpieza de les aeronaves. Ente tales vehículos tán: 
Los vehículos del aeropuertu muévense pel aeropuertu usando aveníes destinaes a ellos. Esisten otres pistes, dedicaes a la orientación de les aeronaves, na plataforma d'aparcamientu y nes "taxiways" (cais de rodaxe). Amás, cunten con vehículos d'emerxencia que tienen de tar llistos en tou momentu p'atender un percance o emerxencia: camiones de bomberos, pipes d'agua, ambulancies y vehículos de policía.
El serviciu de caltenimientu de los aviones qu'operen nun aeropuertu ye xeneralmente suministráu pola mayor aerollinia operativa nel aeropuertu o por compañíes especializaes, nel casu de los aviones de pasaxeros. Hai que calcar qu'anque munchos aeropuertos tienen servicios básicos de caltenimientu, solo parte d'ellos ufierten servicios más especializaos y complexos. 
Los aeropuertos son alministraos pol Estáu, el conceyu o por un priváu al que se-y dio esta xera en concesión.
El concesionariu o alministrador del aeropuertu puede tener una concesión mesta; esto ye, puede caltener solamente les terminales o solamente les pistes, na mayoría de los casos dase la concesión de dambes árees, pa ello tendrá de cuntar con empreses contrataes o personal propiu que se dedique a les xeres de llimpieza, caltenimientu de les infraestructures (ascensores, escaleres mecániques, esfrecimientu, calefacción, enerxía primaria y secundaria, moblames, sanitarios, etc.) corte d'árees verdes, descontaminación d'árees de movimientu (les pistes contamínense col desprendimientu del cauchu de los neumáticos de les aeronaves al faer contactu y frenar sobre les pistes), caltenimientu d'Ayudes Visuales Lluminoses (abalizamientu de pistes y rodaxes) y demás servicios operativos de dambos llaos (aire y tierra). 
Cuando la demanda de pasaxeros y carga lleva a que la infraestructura tea cerca de la so capacidá total, pueden ser necesarios dellos cambeos, como la espansión de les terminales de pasaxeros o carga, nueves cais de rodaxe, pistes d'aterrizaxe y despegue y aparcamientos. Cuando esto nun ye posible, considérase la construcción d'un aeropuertu nuevu na rexón. 
Los ingresos d'un aeropuertu clasifíquense como operativos y non operativos. Los operativos vienen poles tases cobraes pol aterrizaxe d'una aeronave y les tases a pasaxeros. Estes tases son xeneralmente regulaes pol estáu o la so autoridá d'aviación civil. Los precios varien según l'aeropuertu. Los ingresos non operativos del aeropuertu son los asociaos a la renta xenerada pol aparcamientu d'automóviles y motos y l'arriendu de locales comerciales.
No tocante a la seguridá aerea ye conveniente estremar ente dos conceutos que, n'inglés, llámense de forma distinta. Unu ye la seguridá dende'l puntu de vista policial o d'orde públicu (n'inglés "security") qu'afeuta a les instalaciones rellacionaes col tráficu de mercancíes y pasaxeros; y l'otru conceutu ye'l de seguridá nel tresporte y navegación ("safety") qu'afeuta, principalmente, a la organización del trabayu de les persones rellacionaes cola navegación aerea y al caltenimientu de les aeronaves y los aeropuertos.
La seguridá nos grandes aeropuertos de pasaxeros ye un asuntu bien seriu, y los controles nellos amontaron bultablemente tres los atentaos del 11 de setiembre de 2001.
Les terminales de pasaxeros bien allegaes faen usu de máquines de rayos X pa la comprobación de materiales peligrosos, detectores de metales pa la detección d'armes y animales entrenaos en detectar esplosivos nun pasaxeru, equipaxe o carga. Los guardies xuraos del aeropuertu tamién pueden realizar una inspeición manual a los pasaxeros o al so equipaxe. Amás d'oxetos consideraos armes (armes de fueu, cuchiellos, tisories, etc), tamién tán torgaos los oxetos que pongan en riesgu la integridá del vuelu, como mecheros, cortaúñes, materiales inflamables o esplosivos, etc. 
Tamién se realicen rexistros pa evitar el tráficu de drogues. Problemes como la falta de presupuestu pueden faer que tales midíes de seguridá nun se realicen como deberíen, aumentando'l riesgu d'atentaos o secuestros.
Otres cuestiones tocantes a la seguridá nos aeropuertos incluyen l'área d'aproximamientu d'aterrizaxe d'aeronaves, non siempres llibre de torgues (como, por casu, l'antiguu aeropuertu de Hong Kong, con montes de gran altor averaos al aproximamientu), o la rellación ente'l númberu d'operaciones d'aterrizaxes y despegues nun aeropuertu dáu y el tamañu de la so pista.
Un factor bien importante na seguridá operativa ye'l llamáu Control del peligru por aves y fauna; llámase asina al control que se realiza nes pistes y árees de maniobres primero qu'aterrice o despegue una aeronave evitando que les turbines o otra parte del avión zuque o reciba l'impactu d'aves o fauna poniendo en peligru la fase de vuelu. Sobre esta materia esisten métodos y asociaciones internacionales una y bones los incidentes y accidentes causaos por aves y tou tipu de fauna costaron perdes en vides humanes ya importantes daños materiales.
No que cinca a la seguridá aerea na navegación (safety) ye bien importante calcar que ye de la mayor importancia que los pasaxeros conozan caúna de les midíes tomaes pol personal pa poder llograr un vuelu seguru. Una de les principales ye la operación de les puertes utilizaes como salíes d'emerxencia, pa llograr un abandonu con éxitu; el correchu usu de los mázcaros en casu d'una despresurización (perda de presión na cabina). L'usu constante de la petrina de seguridá puede en bona midida, prevenir dalgún accidente mientres el vuelu como golpes na cabeza, esguince cervical etc. (en casu de remolín) y la salida del mesmu cuerpu al traviés del fuselaxe estropiáu (nuna despresurización).
Les torres de control encadarmen el movimientu d'aeronaves en tierra y nel espaciu aereu cuando éstes avérense al aeródromu, y autoricen operaciones d'aterrizaxe y despegue. Estes torres de control asítiense nun llugar que permita una amplia visión del aeródromu, lo mesmo qu'una amplia visión de les aeronaves n'aproximamientu. Dellos aeródromos de pequena dimensión y árees d'aterrizaxe, igual que dellos aeropuertos de mediana importancia, nun tienen torre de control. Nestos aeródromos dase solo serviciu d'información de vuelu y non de control.
Por cuenta del intensu movimientu d'aeronaves y de tráficu xeneráu pol movimientu de persones de y al aeropuertu, los aeropuertos son fonte de dos tipos de contaminación: 
Tales problemes pueden causar alteraciones na salú de los habitantes de la contorna, como problemes de suañu o respiratorios. La construcción d'un nuevu aeropuertu, polo xeneral, nun ye bien recibida polos habitantes que viven cerca del área escoyida.
Un aeropuertu (aeródromu) militar permite les operaciones d'aeronaves militares y ta operáu pola fuerza aerea Los aeródromos acuáticos (portaviones) tamién permiten operaciones d'aviación militar.
Los criterios de llocalización de los aeropuertos militares nel territoriu son distintos a los de los aeropuertos d'aviación comercial o aviación xeneral, yá que s'alcuentren en llugares estratéxicos pa la defensa o l'ataque, o que faciliten patrullar les fronteres. 
Xavier Bettel
Xavier Bettel (Ciudá de Luxemburgu, 3 de marzu de 1973) ye un políticu y abogáu luxemburgués. Ye l'actual primer ministru de Luxemburgu dende'l 4 d'avientu de 2013, enantes desempeñóse como alcalde de la ciudá de Luxemburgu ente los años 2011 y 2013. Tamién se desempeñó como miembru de la Cámara de Diputaos y del Conseyu comunal de la ciudá de Luxemburgu.
Álvaro Cunqueiro
Álvaro Cunqueiro Mora (Mondoñedo, 22 d'avientu de 1911 — Vigo, 28 de febreru de 1981) foi un novelista, poeta, dramaturgu, periodista y gastrónomu gallegu. Escribe la so obra tanto en gallegu como en castellán. 
Antonio Machado
Antonio Machado Ruiz (26 de xunetu de 1875, Sevilla - 22 de febreru de 1939, Colliure), de nome completu Antonio Cipriano José María y Francisco de Santa Ana Machado Ruiz, foi un escritor y poeta español, destacáu miembru de la Xeneración del 98. La so obra, d'estilu modernista al principiu, va evolucionar haza un estilu simbolista con rasgos románticos, y finalmente haza una poesía de gran compromisu humanu.
Presidente de Polonia
El presidente ye'l Xefe d'Estáu de Polonia. Esta ye la llista del Xefes d'Estáu de Polonia dende la independencia, en 1918.
Entre 1939 y 1944 Polonia foi ocupada parcial y dempués totalmente por Alemaña Nazi y tornóse parte del territoriu alemán.
Dani Rodrik
Dani Rodrik (Estambul, 14 d'agostu de 1957) ye un economista y profesor universitariu turcu.
Dani Rodrik nació n'Estambul, Turquía, el 14 d'agostu de 1957, y vien d'una familia sefardina xudía qu'emigró d'España a finales del sieglu XV. Graduóse na "Robert College" nesa ciudá. Llogró la so Llicenciatura d'Artes ("Summa Cum Laude") na Universidá de Harvard, según un doctoráu n'Economía y una maestría n'Alministración Pública (MPA) na Universidá de Princeton.
Convirtióse nun profesor "Rafiq Hariri" de Política Económica Internacional na Escuela de Gobiernu John F. Kennedy de la Universidá de Harvard, au enseña nel programa de Maestría n'Alministración Pública (MPA).
Acordies con IDEAS/RePEc, Rodrik ta consideráu unu de los 100 economistes más influyentes del mundu.
SIMBAD
SIMBAD (sigles del inglés Set of Indications, Measurements, and Bilbliography for Astronomical Data) ye una base de datos astronómica d'oxetos que s'atopen más allá del Sistema Solar. Ta caltenida pol Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS), Francia.
SIMBAD creóse pola fusión del Catálogu d'Identificaciones Estelares ("Catalog of Stellar Identifications", CSI) y l'Índiz Bibliográficu d'Estrelles (Bibliographic Star Index) qu'esistíen nel Centru Informáticu de Meudon en 1979, siendo darréu ampliada con datos procedentes d'otros catálogos y de la lliteratura científica. La primer versión interactiva, conocida como la Versión 2, tuvo disponible en 1981. La Versión 3, desenvuelta en llinguaxe C y en funcionamientu n'estaciones UNIX del Observatoriu d'Estrasburgu, foi presentada en 1990. 2006 supunxo'l llanzamientu de la Versión 4 de la base de datos, anguaño guardada en PostgreSQL, y del software de soporte, güei escrita dafechu en Java.
Astronomy and Astrophysics
Astronomy and Astrophysics (Astronomía y Astrofísica) (embrivío A&A o Astron. Astrophys.) ye una revista europea, que publica artículos sobre astrofísica y astronomía teórica, d'observación ya instrumental. Espublizóse por Springer Science+Business Media ente 1969 y 2000, ente que EDP Sciences espublizó'l so compañeru A&A Supplement Series. En 2000, les dos espublizaciones combináronse, na espublización conocida a cencielles como "Astronomy and Astrophysics", espublizada por EDP Sciences. Los derechos d'autor de la publicación tienlos el European Southern Observatory (Observatoriu européu del Sur).
Clasificación estelar
Les estrelles puen clasificase a partir de la temperatura efectivo de les sos fotosferes siguiendo la llei de Wien. Esta xera complícase nel casu d'estrelles distantes.
Una clasificación inicial formulóse nel sieglu XIX entamando les estrelles en tipos espectrales de la A a la P, siendo esti l'orixe de los modernos tipos espectrales. 
La clasificación gravitacional faise según cuatro criterios gravitacionales instauraos apocayá pola Xunión Astronómica Internacional en 2006.
El primer criteriu ye la presencia o ausencia d'un centru de gravitación estelar, ye dicir si formen parte d'un sistema estelar. Les estrelles que formen parte d'un sistema estelar (presencia de centru gravitacional estelar) denómense estrelles sistémiques. Les estrelles que nun formen parte d'un sistema estelar (ausencia de centru gravitacional estelar) denómense estrelles solitaries.
Si una estrella ye sistémica (forma parte d'un sistema estelar) pue ser al empar de dos tipos. Les estrelles centrales son aquelles estrelles sistémiques qu'actúen como centru gravitacional d'otres estrelles. Esto quier dicir qu'otres estrelles orbítenles. Les estrelles sistémiques qu'orbiten a una estrella central denómense estrelles satélites, que formen el segundu tipu.
Esta clasificación d'estrelles básase n'estremar dos tipos d'estrelles dependiendo de si éstes s'arrexunten con otres estrelles per aciu fuerces d'atracción gravitacional. Esta clasificación refier a dos tipos d'estrelles (cumulares ya independientes) d'alcuerdu a si atópense o non xuníes a otres estrelles y amás esta unión nun se debe a la presencia d'un centru gravitacional estelar; ye dicir nenguna estrella xira alredor d'otra y sicasí atópense xuníes gravitacionalmente.
Les estrelles que tienen un sistema planetariu onde elles son centru gravitacional y los demás cuerpos celestes que les orbiten denómense estrelles planetaries. Les estrelles úniques son aquelles que nun tienen un sistema planetariu orbitante. Entiéndese por sistema planetariu cualquier cuerpu celeste (planeta, asteroide, cometa) qu'orbita una estrella.
Esti sistema de clasificación remanez orixinalmente del astrónomu griegu Hiparco, que nel añu 134 e.d.C clasificara les estrelles en seis magnitúes acordies col so rellumu. Hiparco asignó la magnitú 1 a les 20 estrelles más brilloses del firmamentu y foi asignando valores mayores a estrelles cada vez más débiles hasta asignar la magnitú 6 a estrelles apenes visibles a güeyu. Esti esquema adoutólu l'astrónomu exipciu Ptolomeo y tresmitióse na tradición astronómica occidental.
Anguaño la clasificación por magnitúes aparentes ye más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipu espectral y el de clases de lluminosidá.
Conocida tamién como Clasificación espectral de Harvard, yá qu'entamó a esbozala Edward Charles Pickering de la Universidá Harvard nel añu 1890, y que perfeicionó Annie Jump Cannon de la mesma universidá en 1901. Esta clasificación estelar ye la más utilizada n'astronomía.
The Astrophysical Journal
The Astrophysical Journal, embrivíu a ApJ, ye una revista científica que cubre desenvolvimientos, descubrimientos y teoríes recién sobre astronomía y astrofísica. Foi fundada en 1895 polos astrónomos George Ellery Hale y James Edward Keeler. Fai tres publicaciones per mes, con 500 páxines per publicación. 
Dende 1953, The Astrophysical Journal Supplement Series (embrivíu ApJS) foi publicáu en conxunción con "ApJ". El so fin apunta a complementar el material de la revista. Anguaño espubliza seis volúmenes per añu, con 2 espublizaciones por volume y 280 páxines per númberu.
Astrophysical Journal Letters (embrivíu ApJL) ye la segunda parte de "ApJ". Los sos artículos impréntense primero de forma despaxinada pola imprenta de la Universidá de Chicago, na so páxina electrónica de lliberación rápida d'artículos. Depués colléchense nun númberu completu, que s'imprenta xunto a "ApJ" el 1, 10 y 20 de cada mes.
Bright Star Catalogue
El Bright Star Catalogue (n'inglés "Catálogu d'Estrelles Brilloses"), conocíu tamién como Yale Catalogue of Bright Stars o Yale Bright Star Catalogue, ye un catálogu estelar qu'inclúi toles estrelles que la so magnitú aparente ye +6,5 o menor, qu'equival aprosimao a les estrelles visibles a güeyu.
Pa cada estrella contién la siguiente información:
El catálogu contién 9110 oxetos, de los que 9096 son estrelles; catorce de los oxetos catalogaos na compilación orixinal de 1908 son noves o oxetos extragalácticos que se caltuvieron pa caltener la numberación, pero la mayor parte de los sos datos omitióse. La seición de comentarios ye llixeramente más grande que'l catálogu principal.
Anguaño'l Bright Star Catalogue ta disponible en llinia na so quinta edición dende delles fontes. Anque l'abreviatura del catálogu ye BS o YBS, les cites de les estrelles indexaes nel catálogu utilicen HR enantes del númberu de catálogu, por cuenta del so predecesor, el Harvard Revised Photometry Catalogue de 1908, fechu pol Harvard College Observatory.
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ("Avisos Mensuales de la Sociedá Real d'Astronomía") (MNRAS), ye una de les más importantes revistes científiques del mundu n'astronomía y astrofísica. El primer númberu de "MNRAS" espublizóse'l 9 de febreru de 1827 (como "Monthly Notices of the Astronomical Society of London", (Avisos Mensuales de la Sociedá Astronómica de Londres) y espublizóse de contino dende entós. Tomó'l so nome actual nel so segundu volume, dempués de que la Sociedá Astronómica de Londres se convirtiera na Royal Astronomical Society (RAS).
Rotación estelar
Denómase rotación estelar al movimientu angular d'una estrella alredor de la so exa. La velocidá de rotación pue midise a partir del espectru de la estrella o bien reparando'l desplazamientu de traces distintives na so superficie.
La rotación estelar produz un bárabu ecuatorial causada pola fuerza centrífuga. Al nun ser les estrelles cuerpos sólidos, atópense sometíes a rotación diferencial. D'esta forma, l'ecuador de la estrella puede xirar a una velocidá angular distinta que les llatitúes más altes. La diferencia na velocidá de rotación dientro d'una mesma estrella pue desempeñar un papel significativu na formación del campu magnéticu estelar.
Secuencia principal
Denómase secuencia principal a la rexón del diagrama de Hertzsprung-Russell na que s'atopen la mayor parte de les estrelles. Por esta razón, estes estrelles denómense "de secuencia principal." Les estrelles más fríes d'esta banda o curva son les nanes bermeyes(o coloraes) de masa baxo, mentanto que les estrelles que s'alluguen escontra les altes temperatures son les supermasives xigantes azules. El diagrama H-R ye un diagrama estadísticu qu'amuesa la temperatura efectivo de les estrelles en función de la so lluminosidá. Otres rexones del diagrama tán ocupaes por estrelles xigantes de vida curtia y evolución rápida o por nanes blanques bien estables.
Nana blanca
Una nana blanca ye un remanente estelar que se xenera cuando una estrella de masa menor a 9-10 mases solares escosó'l so combustible nuclear. Ello ye que trátase d'una etapa de la evolución estelar que va travesar el 97% de les estrelles que conocemos, incluyíu'l Sol. Les nanes blanques son, al pie de les nanes bermeyes, les estrelles más abondoses nel universu. El físicu Stephen Hawking, nel glosariu de la so conocida obra "Hestoria del tiempu", define a la nana blanca de la siguiente manera: 
Les nanes blanques tán compuestes por átomos n'estáu de plasma; como nel so nucleu yá nun se producen reaiciones termonucleares, la estrella nun tien nenguna fonte d'enerxía que permedie'l colapsu gravitatoriu, polo que la nana blanca va estruyéndose sobre sigo mesma por cuenta del so propiu pesu. La distancia ente los átomos nel senu de la mesma amenorga radicalmente, polo que los electrones tienen menos espaciu pa movese (n'otres palabres, la densidá aumenta enforma, hasta ordes de 106 g/cm3, delles tonelaes por centímetru cúbicu). A estes densidaes entren en xuegu'l Principiu d'indetermín de Heisenberg y el Principiu d'esclusión de Pauli pa los electrones, que vense obligaos a movese a bien altes velocidaes, xenerando la llamada "presión de dexeneración electrónica", que ye la que efectivamente s'opón al colapsu de la estrella. Esta presión de dexeneración electrónica ye un fenómenu radicalmente distintu de la presión térmica, que ye la que xeneralmente caltién a les estrelles normales». Les densidaes mentaes son tan enormes qu'una masa asemeyada a la del Sol cabría nun volume como'l de la Tierra, y solamente son superaes poles densidaes de les estrelles de neutrones y de los furacos negros. Les nanes blanques emiten solamente enerxía térmico almacenao, poro, tienen lluminosidaes bien débiles.
Interferometría
La interferometría ye una téunica que s'usa n'astronomía que consiste en combinar la lluz proveniente de distintos receutores, telescopios o antenes de radiu pa llograr una imaxe de mayor resolvimientu. Esta téunica úsase especialmente en radioastronomía, siendo más difícil la so implementación en llargores d'onda más curtia (visible). La principal razón ye la mayor precisión mecánica que se rique al utilizar llargores d'onda más curtia. Anguaño hai proyeutos ambiciosos d'interferómetros ópticos de gran escala combinando los faces de lluz de grandes telescopios terrestres, como'l interferómetro Keck en Hawái y el "Very Large Telescope Interferometer" VLTI en Chile, mentanto que nos observatorios radioastronómicos atópense'l Very Large Array (VLA) n'EEXX y el Atacama Large Millimiter/submilliter Array (ALMA) en Chile.
En tolos casos el principiu físicu usáu ye que dos ondes de lluz que concasen en fase amplifíquense ente que dos ondes n'oposición de fase encabóxense, esistiendo tamién cualquier combinación entemedia. Esto permite per aciu midida del grau d'encaboxamientu o amplificación de dos faces láser, facer midíes de superficies menores al llargor d'onda.
La interferometría non solo s'usa n'astronomía; esisten usos más comunes como la midida de combadura de lentes y espeyos, según la identificación de defeutos tantu na so superficie como na so composición.
Unu de los primeros usos de la interferometría foi nel famosu esperimentu de Michelson y Morley (1887), que demostró la inesistencia del éter, apurriendo les primeres evidencies esperimentales nes que más tarde s'asitiaría la relatividá especial. Anguaño, interferómetros asemeyaos al de Michelson constrúinse en grandes instalaciones (vease LIGO o VIRGO) nun intentu de deteUtar ondes gravitatories, una consecuencia de la teoría de la relatividá xeneral.
Data xuliana
La data xuliana, día xulianu o DJ (JD, poles sos sigles n'inglés) ye'l númberu de díes y fraición trescurríos dende'l mediudía del 1ᵁ de xineru del añu 4713 e.C.
Pa datar fenómenos astronómicos o históricos llonxanos ye difícil considerar los cambeos qu'hubo nos calendarios de les diverses cultures. Entá considerando puramente la hestoria d'Europa occidental, en 1582 asocede la Reforma Gregoriana pola que se suprimen como años bisiestos los años seculares non divisibles por 400 (asina 1700, 1800 y 1900 dexen de ser bisiestos) y amás suprímense 10 díes, los que van del 5 al 14 d'ochobre de 1582. Esta reforma nun s'aceutó darréu polos protestantes y los cristianos ortodoxos, qu'aínda usen el calendariu xulianu p'afitar cada añu la fecha de la Pascua.
Si pretendemos pescudar el ralu trescurríu ente dos clises alloñaos, anque seyan del mesmu calendariu, hai que llevar cuenta de los bisiestos trescurríos, lo que se complica entá más si unu ye del calendariu xulianu y otru del gregorianu. 
Por esto nel mesmu añu 1582, José Scaliger de Leyden creó una escala continua de tiempu afitando'l so orixe (entamu del día 1) nel mediudía del 1ᵁ de xineru del añu 4713 e.C. del calendariu xulianu prolépticu y cuntando los díes solares correlativamente. Esti númberu llámase data xuliana. El 11 de xunetu de 1997 a les 12 h TU complétase'l día 2.450.641 
Asina, si s'introduz pa la data 12,3,-3283 entiéndese l'añu 3284 e.C. La primer forma de designar la data llámase astronómica y la segunda data histórica. 
La data xuliana ye una cuenta continua de díes y fraiciones cuntaos dende un puntu inicial fixu. El día 29 d'abril de 2015, a les 11:22 TU, la data xuliana ye 2457141.9736111. La parte entera (2457141) correspuende al día de 29 d'abril (dende'l mediudía pasáu hasta'l próximu mediudía); la fraición indica la fraición de día trescurrida dende l'últimu mediudía (de forma que 0,5 sería la medianueche TU).
En computación, una variable de puntu flotante de doble precisión (64 bits) dexa representar una data xuliana con 1 milisegundu de precisión.
N'astronomía, J2000.0 refierse a la data Xuliana 2451545.0 TT (Tiempu Terrestre), o 1 de xineru de 2000, mediudía TT.
Ye equivalente al 1 de xineru de 2000, 11:59:27.816 TAI, o 1 de xineru de 2000, 11:58:55.816 UTC.
Esta data úsase llargamente pa indicar un intre nel tiempu estándar pa la midida de les posiciones de los cuerpos celestes y otros acontecimientos estelares. Por exemplu, anque imperceutible a güeyu, les estrelles muévense nel espaciu, y ye necesariu, pa describir la so posición nel firmamentu, especificar la data la que se refier tala posición.
Magnitú
Índiz de color
L'índiz de color B - V, usáu na Fotometría, ye la resultancia de restar a la magnitú llograda en Banda B (con filtru azul) la llograda en Banda V (con filtru verde).
Universidá de Versailles-Saint-Quentin-en-Yvelines
La Universidá de Versalles o Universidá de Versailles-Saint-Quentin-en-Tvelines ye una universidá de Francia, asitiada en Versalles. Tien 3.000 profesores y 20.000 estudiantes.
École nationale de l'aviation civile
La École nationale de l'aviation civile o ENAC ye una universidá de Francia, asitiada en Toulouse. Tien 500 profesores y 2.000 estudiantes.
Institut polytechnique des sciences avancées
La Institut polytechnique des sciences avancées o IPSA ye una universidá de Francia, asitiada en Ivry-sur-Seine. Tien 200 profesores y 1.500 estudiantes.
José Ballivián
José Ballivián y Segurola foi un militar y políticu bolivianu, novenu presidente de Bolivia del 27 de setiembre de 1841 al 23 d'avientu de 1847.
Soníu
El soníu (del llatín: "sonĭtus", por analoxía prosódica con ruíu, chirríu, ruxíu, etc), en física, ye cualquier fenómenu qu'arreye l'espardimientu en forma d'ondes elástiques (seyan oyibles o non), xeneralmente al traviés d'un fluyíu (o otru mediu elásticu) que tea xenerando'l movimientu vibratoriu d'un cuerpu.
El soníu humanamente oyible consiste n'ondes sonores que se producen cuando les oscilaciones de la presión del aire, son convertíes n'ondes mecániques nel oyíu humano y percibíes pol celebru. L'espardimientu del soníu ye asemeyáu nos fluyíos, au'l soníu toma la forma de fluctuaciones de presión. Nos cuerpos sólidos l'espardimientu del soníu arreya variaciones del estáu tensional del mediu.
L'espardimientu del soníu arreya tresporte d'enerxía ensin tresporte de materia, en forma d'ondes mecániques que s'arrobinen al traviés d'un mediu elásticu sólidu, líquidu o gaseosu. Ente los más comunes atópense l'aire y l'agua. Nun s'arrobinen nel vacíu, al contrariu que les ondes electromagnétiques. Si les vibraciones se producen na mesma direición na que s'arrobina'l soníu, trátase d'una onda llonxitudinal y si les vibraciones son perpendiculares a la direición d'espardimientu ye una onda tresversal.
La física del soníu estúdiase pola acústica, que trata tanto del espardimientu de les ondes sonores nos distintos tipos de medios continuos como la interaición d'estes ondes sonores colos cuerpos físicos.
Ciertes carauterístiques de los fluyíos y de los sólidos inflúin na onda de soníu. Ye por eso que'l soníu arrobínase nos sólidos y nos líquidos con mayor rapidez que nos gases. Polo xeneral cuanto mayor seya la compresibilidá (1/K) del mediu tantu menor ye la velocidá del soníu. Tamién la densidá ye un factor importante na velocidá d'espardimientu, polo xeneral cuanto menor seya la densidá (ρ), a igualdá de tolo demás, mayor ye la velocidá del espardimientu del soníu. La velocidá del soníu rellaciónase con eses magnitúes per aciu:
L'espardimientu del soníu ta suxetu a dellos condicionales. Asina la tresmisión de soníu rique la esistencia d'un mediu material onde la vibración de les molécules ye percibida como una onda sonora. Nel espardimientu en medios compresibles como l'aire, l'espardimientu implica qu'en delles zones les molécules d'aire, al cimblar xúntense (zones de compresión) y n'otres zones allóñense (zones de rarefaición), esta alteración de distancies ente les molécules d'aire ye lo que produz el soníu. En fluyíos altamente incompresibles como los líquidos les distancies vense bien pocu afeitaes pero manifiéstense en forma d'ondes de presión. La velocidá d'espardimientu de les ondes sonores nun mediu depende de la distancia promediu ente les partícules de dichu mediu, poro, ye polo xeneral mayor nos sólidos que nos líquidos y nestos, de la mesma, que nos gases. Nel vacíu nun pue arrobinase'l soníu, nótese que por tantu los españíos realmente nun son oyibles nel espaciu esterior.
Les ondes sonores prodúcense cuando un cuerpu cimbla rápido. La frecuencia ye'l númberu de vibraciones o oscilaciones completes qu'efeutúen per segundu. Los soníos producíos son oyibles por un ser humanu promediu si la frecuencia d'oscilación ta entendida ente 20 Hz y 20000 Hz. Percima d'esta última frecuencia tiense un ultrasoníu non oyible polos seres humanos, anque dellos animales pueden oyer ultrasoníos inoyibles polos seres humanos. La intensidá d'un soníu ta rellacionada col cuadráu de l'amplitú de presión de la onda sonora. Un soníu grave correspuende a onda sonora con frecuencia baxa ente que los soníos agudos correspuéndense con frecuencies más altes.
Como "t"ou movimientu ondulatoriu, el soníu pue representase per aciu la Tresformada de Fourier como una suma de curves sinusoides, tonos puros, con un factor d'amplitú, que puen carauterizase poles mesmes magnitúes y unidaes de midida qu'a cualquier onda de frecuencia bien definida: Llargor d'onda (λ), frecuencia (f) o inversa del periodu (T), amplitú (rellacionada col volume y la potencia acústica) y fase. Esta descomposición simplifica l'estudiu de soníos complexos yá que dexa estudiar cada componente frecuencial independientemente y combinar les resultancies aplicando'l principiu de superposición, que se cumple porque l'alteración que provoca un tonu nun modifica significativamente les propiedaes del mediu.
La carauterización d'un soníu arbitrariamente complexu implica analizar:
La velocidá del soníu nel aire pue calculase en rellación a la temperatura de la siguiente manera:
Au:
Si la temperatura ambiente ye de 15 °C, la velocidá d'espardimientu del soníu ye 340 m/s (1224 km/h ). Esti valor correspuende a 1 MACH.
La reverberación ye la suma total de les reflexones del soníu que lleguen al llugar del recutor en
distintos momentos del tiempu. Auditivamente carauterízase por un allongamientu, a manera de "cola sonora", que s'amiesta al soníu orixinal. La duración y la coloración tímbrica d'esta cola dependen
de:
La distancia ente l'oyente y la fonte sonora;
la natura de les superficies que reflexen el soníu.
En situaciones naturales falamos de soníu direutu pa referinos al soníu que se tresmite direutamente dende la fonte sonora hasta nós (o hasta'l mecanismu de captación que tengamos). Per otra parte, el soníu reflexáu ye'l que percibimos dempués de qu'heba rebotao nes superficies que llenden la cortil acústica, o nos oxetos que s'atopen na so trayectoria.
Evidentemente, la trayeutoria del soníu reflexáu siempres va ser más llarga que la del soníu direutu, de mou que -temporalmente- escuchamos primero'l soníu direutu, y unos intres dempués vamos escuchar les primeres reflexones; a midida que trescurre'l tiempu les reflexones que nos lleguen son cada vegada de menor intensidá, hasta que sumen. La nuesa sensación, sicasí, nun ye la d'escuchar soníos separtaos, una y bones el celebru intégralos nun únicu preceptu, siempres que les reflexones aporten con una separación menor d'unos 50 milisegundos. Esto ye lo que se denomina efeutu Haas o efeutu de precedencia.
Pa entender el fenómenu de la resonancia esiste un exemplu bien cenciellu. Suponiendo que se tien un tubu con agua y mui cerca d'él (ensin entrar en contactu) tenemos un diapasón, si cutimos el diapasón con un metal, mientres echen agua nel tubu, cuando l'agua algame determináu altor el soníu va ser más fuerte; esto débese a que la columna d'agua contenida nel tubu ponse a cimblar cola mesma frecuencia que la que tien el diapasón, lo qu'evidencia por qué les frecuencies refuércense y en consecuencia aumenta la intensidá del soníu.
Los soníos percíbense al traviés del aparatu auditivu que recibe les ondes sonores, que conviértense en movimientos de los osteocillos óticos y percibíes nel oyíu internu que de la mesma les tresmite por aciu el sistema nerviosu al celebru. Esta habilidá tiense inclusive enantes de nacer.
La voz humana produzse pola vibración de les cuerdes vocales, lo que xenera una onda sonora que ye combinación de delles frecuencies y los sos correspondientes armónicos. El cuévanu buco-nasal sirve pa crear ondes cuasiestacionaries polo que ciertes frecuencies denominaes formantes. Cada segmentu de soníu de la fala vien carauterizáu por un ciertu espectru de frecuencies o distribución de la enerxía sonora nes distintes frecuencies. L'oyíu humanu ye a identificar distintos formantes de tal soníu y percibir cada soníu con formantes distintos como cualitativamente distintos, eso ye lo que dexa por exemplu estremar dos vocales. Típicamente'l primer formante, el de frecuencia más baxa ta rellacionáu cola abertura de la vocal que n'última instancia ta rellacionada cola frecuencia de les ondes estacionaries que cimblen verticalmente nel cuévanu. El segundu formante ta rellacionáu cola vibración na dirección horizontal y ta rellacionáu con si la vocal ye anterior, central o posterior.
La voz masculina tien un tonu fundamental d'ente 100 y 200 Hz, ente que la voz femenina ye más aguda, típicamente ta ente 150 y 300 Hz. Les voces infantiles son aínda más agudes. Ensin el peñeráu por resonancia que produz el cuévanu buco-nasal les nueses emisiones sonores nun tendríen la claridá necesaria pa ser oyibles. Esi procesu de peñeráu ye precisamente lo que dexa xenerar los diversos formantes de cada unidá segmental de la fala.
Les llingües humanes usen segmentos homoxéneos reconocibles d'unes decenes de milisegundos de duración, que componen los soníos de la fala, téunicamente llamaos fonos. Lingüísticamente non toles diferencies acústiques son relevantes, por casu les muyeres y los neños tienen polo xeneral tonos más agudos, polo que tolos soníos que producen tienen en promediu una frecuencia fundamental y unos harmónicos más altos ya intensos.
Los falantes competentes d'una llingua aprienden a "clasificar" distintos soníos cualitativamente asemeyaos en clases d'equivalencia de traces relevantes. Eses clases d'equivalencia reconocíes polos falantes son los constructos mentales que llamamos fonemes. La mayoría de llingües naturales tien unes poques decenes de fonemes distintivos, a pesar de que les variaciones acústiques de los fonos y soníos son enormes.
El soníu, en combinación col silenciu, ye la materia primo de la música. En música los soníos califíquense en categoríes como: llargos y curtios, fuertes y débiles, agudos y graves, prestosos y desagradables. El soníu tuvo siempres presente na vida cotidiana del home. A lo llargo de la hestoria'l ser humanu inventó una serie de riegles pa tresnalu hasta construyir dalgún tipu de llinguaxe musical.
Andrzej Duda
Andrzej Sebastian Dulda (pron: ánd-yei dúda) ye un políticu y abogáu polacu, actual Presidente de la República de Polonia, que foi candidatu de Llei y Xusticia pa la Presidencia de Polonia nes elecciones de 2015, y que venció a Bronisław Komorowski por un 51,55%.
Roberto Trashorras
Roberto Trashorras Gayoso conocíu como Trashorras, ye un futbolista gallegu. Xuega de centrucampista y el so actual equipu ye'l Rayo Vallecano de la Primera División d'España.
Espresionismu
L'espresionismu foi un movimientu cultural surdíu n'Alemaña nel entamu del sieglu XX, y que se va desarrollar tanto nes artes plástiques como en lliteratura, música, cine, teatru, baille o fotografía. Caracterízase por representar el mundiu dende un puntu de vista típicamente suxetivu ya emocional col envís cuasi siempre de producir nel espectador determinaes idees o un estáu d'ánimu. Al contrariu que, por exemplu, nel Impresionismu y nel Naturalismu, los artistes espresionistas defenden un arte más personal e intuitivu nel que tenga predominiu la visión interior del artista –la “espresión”– más que la representación de la realidá –la “impresión”. Nun sentíu más ampliu, l'espresionismu ye un movimientu que se da en cualquier dómina ya espaciu xeográficu, y asina podemos calificar tamién d"'espresionistes" a artistes como Matthias Grünewald, Pieter Brueghel el Vieyu, El Greco o Francisco de Goya.
Danilo Medina Sánchez
Danilo Medina Sánchez (º10 de payares de 1951) ye un políticu y economista dominicanu. Ye anguaño'l Presidente de la República Dominicana. 
Depués de les elecciones presidenciales dominicanes celebraes nel añu 2012, convertiuse nel segundu Presidente de la República surdíu de les files del Partíu de la Lliberación Dominicana, d'onde ye miembru fundador y miembru de la so dirección política.
Willem Drees
Willem Drees (Amsterdam, 5 de xunetu de 1886 - L'Haya, 14 de mayu de 1988) foi un importante políticu de los Países Baxos. Foi Primer ministru del so país dende'l 7 d'agostu de 1948 hasta'l 22 d'avientu de 1958.
A lo llargo de la so vida política, Drees goció d'una gran popularidá dientro de los Países Baxos, polo qu'en delles ocasiones foi moteyáu como "Padre Drees".
Bradley Cooper
Bradley Cooper, de nome real Bradley Charles Cooper (5 de xineru de 1975) ye un actor d'Estaos Xuníos d'América. 
Airbourne
Airbourne ye un grupu de hard rock formáu en Warrnambool, Victoria, Australia en 2003 polos hermanos Joel y Ryan O'Keeffe.
Foi fundada en 2003 en Warrnambool, Victoria, Australia polos hermanos Joel y Ryan O'Keeffe, David Roads y Adam Jacobson. Adam foi despidíu y sustituyíu por Justin Street. En 2004, el grupu editó seu primer EP, llamáu "Ready to Rock". En 2007, editó seu primer álbum, llamáu "Runnin' Wild". En 2010, "No Guts. No Glory". En 2013, "Black Dog Barking".
Il Divo
Il Divo ye un grupu musical que conxunta la llírica y la música culta col pop y otros xéneros musicales; l'estilu denomináu a nivel internacional como crossover clásicu.
El grupu ta entendíu por un cuartetu vocal de cantantes masculinos: el tenor suizu Urs Bühler, el barítonu español Carlos Marín, el tenor estaunidense David Miller y el tenor francés Sébastien Izambard. 
Dende'l so orixe "Il Divo" goció d'un gran beneplácito a nivel mundial, vendiendo hasta la fecha de 2014, más de 26 millones de copies en discos en tol mundu y conquistando más de 160 discos d'oru y platino en 35 países instaurando una revolución na música clásica y en tol panorama musical, legitimando un nuevu estilu musical, el denomináu "pópera" o "ópera-pop" dientro del xéneru de crossover clásicu.
N'honor a la bona música, al esfuerzu y al talentu; en 2011 #otorgar el premiu al «Artist of the Decade» (Meyor "Artista" De La Década) nos premios "Classic Brit Awards" celebraos nel Royal Albert Hall de Londres y ente otros, en 2015 el "Premiu Clásicu" PPL» nos premios "Silver Clef Award".
"Il Divo" convirtióse nun grupu internacional de referencia, yá que en 2005 algamó ser nel primer grupu de crossover clásicu na hestoria en consiguir el primer llugar na llista de "Billboard 200" estaunidense. N'América llograron col so álbum debú « "Il Divo»", ser el primer grupu británicu qu'entró nel nº #1 de les llistes y con « "The Promise»" consiguieron bater el récord de vientes na primer selmana.. Los sos primeros cuatro discos, «Il Divo», «Ancora», «Siempre» y «The Promise» llograron 50 posiciones nº #1 nes llistes d'álbumes a nivel internacional. 
N'España, "Il Divo" tamién forma parte de les mayores vientes que cantaron n'español. 
En 2006 fueron rexistraos nel Llibru Guinness de los récords como'l proyectu internacional de pop de mayor ésitu comercial de la hestoria, este mesmu añu entraron na llista de los díscos más vendíos nel mundu, con 5.000.000 d'exemplares en tan solo'l 2006. Nos escenarios de tol mundu tamién recoyeron gran ésitu, yá que vendieron más de dos millones d'entraes de conciertos tan solo de los sos cuatro primeros discos y na so primer xira mundial les entraes #escosar en 69 ciudaes de 18 países.
El grupu foi proxectáu y acomuñáu nel añu 2003 pol productor musical Cowell pa la discográfica Syco Music. Cowell, bautizó'l grupu como "Il Divo", una palabra italiana que significa “Artista Divíno”[n. 1]. 
El cuartetu destaca pol so amiestu musical d'ópera (canto llírico y música clásica) "con" temes de distintos xéneros como la música llatina, musicales, boleros, folclore, música sacra, y pola interpretación de cantares emblemáticos como «Torna A Mi» primer single del grupu; «Senza Catene» reescrita y versionada pa Il Divo n'italianu de "la" orixinal «Unchained Melody»; l'Ave María» de Franz Schubert; l'Adaxu de Albinoni»; «Memory», «Don't Cry for M'Arxentina»; «Con Te Partirò»; «A mi manera)»; «I W"il"l Always Love You» o les oscarizadas bandes sonores: «Over The Rainbow»; «If You Love Me Si tú me amas)»; «Falling Slowly (Te Prometo)»; «Can You Feel the Love Tonight» o «Il Mio Cuore Va» reescrita n'italianu pal grupu de la orginal «My Heart Will Go On», o les temes orixinales de "Il Divo" "como" «Come Primavera», «Isabel», «Angelina», «La Vida Ensin Amor» o «La Promessa». 
Les Xires de "Il Divo" destacar por ser xires biañales ya internacionales.
Enllaces esternos de los videoclips: 
Liberbank
Liberbank ye'l bancu constituyíu en 2011 por aciu un SIP por Cajastur, Caja de Extremadura y Caja Cantabria, al qu'apurrieron los activos y pasivos del negociu bancariu (escluyíos los ciños a la obra social de cada caxa d'aforros).
Liberbank tien una implantación nacional, siendo líder nos mercaos minoristes d'Asturies, Cantabria, Castiella-La Mancha y Estremadura.
Tres la creación del SIP caltuviéronse les marques comerciales Cajastur, Caja de Extremadura y Caja Cantabria y la marca CCM (utilizada pol so filial Banco Castilla-La Mancha) nos sos territorios de referencia. N'abril de 2015, anuncióse que'l grupu va operar en toa España namái cola marca Liberbank, remocicando pa ello la imaxe y señalética de les distintes oficines nun procesu que va rematar a principios de 2016.
Cotiza na Bolsa de Madrid (LBK).
Banco Bilbao Vizcaya Argentaria
El Banco Bilbao Vizcaya Argentaria (BBVA) ye una entidá bancaria española, presidida por Francisco González. Ye la primer entidá financiera de Méxicu, segunda n'España y Perú, y tercera en Venezuela.
El bancu tien la so see social y fiscal na ciudá onde foi fundáu, Bilbao. La mayor parte de los servicios centrales de la entidá y la so see operativa concéntrense principalmente nes sos oficines centrales de Madrid, asitiaes nel complexu Ciudá BBVA de la zona de Les Tables. La so see de servicios téunicos alcuéntrase na bilbaina Torre BBVA de Gran Vía, 1.
Grupo Santander
Banco Santander conocíu comercialmente como Santander, ye una compañía bancaria española creada pola xunión de comerciantes de Cantabria, les sos primeres actividaes financieres daten del 20 d'agostu de 1857. La banca minorista, qu'apurre casi'l 70% del beneficiu (2014), ye la so principal área de negociu.
A 31 d'avientu de 2014, los activos de Banco Santander yeren de 1.266.296 millones d'euros, siendo la primer entidá financiera española por volume d'activos. Esa mesma fecha, cuntaba con 12.951 oficines, 185.405 emplegaos y más de 100 millones de veceros.
A 31 d'avientu de 2014, yera'l ventiavu bancu del mundu por volume d'activos.
En 2014, yera la marca española más pervalible y la 43.ª del planeta con un valor de marca de 20.021 millones de dólares.
El bancu nació alredor del negociu de les esportaciones de trigu y ceberes de Castiella pol puertu de Santander, amás de les importaciones de productos d'América. Oficialmente, creóse como bancu d'emisión por aciu un Real Decretu de fecha 15 de mayu de 1857, publicáu na Gaceta de Madrid el 24 de mayu siguiente, sol reináu d'Isabel II y siendo Ministru de Hacienda don Manuel García Barzanallana, marqués de Barzanallana.
Salamanca (Chile)
Salamanca ye una ciudá y comuna chilena asitiada nel estremu sureste de la Rexón de Coquimbo. Pertenez a la Provincia de Choapa y tien llende al norte cola comuna d'Illapel, al sur coles comunes de Petorca, Cabildo y Putaendo - estes trés pertenecientes a la Rexón de Valparaíso -; al este cola Arxentina y al oeste coles comunes d'Illapel y Los Vilos. Comuna de vocación agrícola, actualmente'l so principal ingresu económicu vien de la esplotación de cobre de la mina Los Pelambres, que s'alcuentra nel cordal andinu de la comuna.
El territoriu ta allugáu ente los 31° 40’ y 32° 15’ de llatitú sur y ente los 71° 15’ y 70° 15’ de llonxitú oeste; la ciudá y capital comunal acuéntrase a una altitú media de 510 msnm. La superficie ye de 3.445 km².
La ciudá de Salamanca ta dafechu na zona de valles tresversales de la rexón, na ribera norte del ríu Choapa, unos metros agües arriba del amiestu col ríu Chalinga. Los sos suelos son d'orixe fluvial, productu de la descomposición de roques vinientes de les lladeres monteses productu de la erosión del ríu.
Banda Gaites Conceyu de Siero
El so programa musical abarca dende’l repertoriu tradicional asturianu, pieces de composición propia, dellos sones incluyíos nel repertoriu clásicu de llugares como Breizh, Canadá o Alba, toos ellos davezu presentes nos festivales internacionales de gaita. Y tou ello, lluciendo’l tradicional traxe de gala de la zona centru d’Asturies.
Pero al marxe del oxetivu de formación de nuevos instrumentistes, la Banda Gaites Conceyu de Siero, vieno participando dende los sos anicios n’eventos, tantu de calter nacional, como internacional: Festival de Bandes de Gaites “Villa de Xixón”, o la Feria del Libro y el Disco en Euskera, de Durango (Vizcaya), representando a Asturies nel Festival de Saint Loup et la Danse Bretonne de Guingamp (Breizh, ediciones de 2008 y 2011).
Formada por casi una ventena de nuevos instrumentistes, son casi toos ellos procedentes del maxisteriu de la Fundación Municipal de Cultura de Siero, a partir de los cursos con esi envís convocaos.
A partir de la so esperiencia na participación d’estos eventos, la Banda Gaites Conceyu de Siero, propónse la xera organizativa de dellos proyeutos, como’ l Festival de Gaites del Carmín, el Festival de Bandes de Gaites de Santa Isabel, de Llugones (Siero), o los Alcuentros de Bandes de Gaites de El Berrón, y, col sofitu de la Fundación Municipal de Cultura de Siero, el Festival Siero Folk.
Asina mesmu, tuvo’l privilexu de compartir escenariu con, ente otres formaciones de prestixu, la Bagad Roñsed-Mor de Lokoal-Mendon (Breizh), cola Banda de Gaitas A Carballeira (Ourense), o cola Banda de Gaitas Xinzo de Limia (Ourense). Y al mesmu tiempu, xunto a solistes del renome de Patrick Molard, Fred Morrison y Jarlath Henderson.
En 2012 esibió’l so primer conciertu de llarga duración, Mirando a Asturies I, ccon acompañamientu de diversos músicos, mientres les Fiestes del Carmín, nel Teatru Auditoriu de La Pola Siero. Un añu más tarde, presentó Mirando a Asturies II que, celebráu n’agostu de 2013 nel Parque de L’ Acebera, en Llugones, llevaron a cabu recién llegaos de participar nel Festival Interceltic de Lausanne (Suiza).
En marzu de 2014, una parte de los sos miembros, formó parte de la Delegación d’Asturies presente nos actos festivos de San Patriciu (Nueva York), xunto a la Banda de Gaites Villa de Xixón.
La instrumentación usada pola Banda componse de:
Anguañu, la direición de la Banda cuerre al cargu d’Eugenio Otero Vega nel apartáu de gaites y de Carlos Suárez Carbajal nel apartáu de percusión.
Esteban Andrés Suárez
Esteban Andrés (Avilés, España, 27 de xunu de 1975), ye un futbolista asturianu que na actualidá xuega nel Real Uviéu.
Ignacio López Iglesias
Orde Hospitalaria de San Xuan de Dios
La Orde Hospitalaria de San Juan de Dios (en llatín "Ordo Hospitalarius Sancti Ioannis de Deo") ye una orde mendicante católica fundada en 1572 por discípulos de san Xuan de Dios. Nos países de fala italiana la orde ye conocida como Fatebenefratelli («Hermanos de faer bien», n'asturllionés). Los sos miembros son conocíos como "juaninos" o "juandedianos".
Inicialmente Xuan de Dios fundó un hospital en Granada. Tres la so muerte en 1550 la so fama de santidá estendióse (foi beatificáu en 1630 y canonizáu en 1690), colo que numberosos particulares decidieron siguir el so exemplu o venceyar miembros de la Orde a les sos propies fundaciones, afaciéndoles a la riegla del hospital de Granada. En 1552 Antón Martín fundó'l de Madrid. El mesmu personaxe fundó'l de Córdoba. Pedro Pecador fundó'l de Sevilla y Frutos de San Pedro'l de Lucena. Dempués, los hospitales de San Xuan de Dios estendiéronse por toa España.
Na actualidá, la Orde Hospitalaria ta presente en 53 países de los cinco continentes, con unes 400 Obres Apostóliques, 1.250 Hermanos, más de 40.000 Collaboradores, 33.000 places sanitaries y sociales y más de 20 millones de beneficiarios.
Foi galardonada col Premiu Princesa d'Asturies de la Concordia 2015.
Pedro Almodóvar
Pedro Almodóvar Caballero (Calzada de Calatrava, Ciudad Real, 25 de setiembre de 1949) ye un direutor de cine, guionista y productor español, el que mayor aclamación y resonancia llogró fora d'España nes últimes décades dende'l cineasta Luis Buñuel. Recibió los principales galardones cinematográficos internacionales, ente otros dos premios Óscar, en diverses categoríes y dellos Premios Goya.
Ostenta la condición de Caballero de la Orde de la Llexón d'Honor francesa (1997), amás de llograr la Medaya d'Oru al Méritu nes Belles Artes (1998). Foi investido doctor honoris causa pola Universidá de Harvard en 2009.
Frank Gehry
Frank Owen Gehry (Toronto, Canadá, 28 de febreru de 1929), ye un arquiteutu canadiense asitiáu n'Estaos Xuníos, ganador del Premiu Pritzker, reconocíu poles innovadores y peculiares formes de los edificios que diseña.
Giya Kancheli
Giya Kancheli (Tbilisi, de 1935) - compositor xeorxanu. 
Carmen Polo
María del Carmen Polo y Martínez-Valdés (Uviéu, 11 de xunu de 1900 - Madrid, 6 de febreru de 1988), Señora de Meiras, Grande de España, más conocía como Carmen Polo de Franco y apodá «la Collares» per la su afición a les xoyes. Foi la muyer del dictador
Francisco Franco que gobernó n'España ente abril de 1939 y payares de 1975 col que casó en 23 d'ochobre de 1923 en la uvieína iglesia de San Xuan.
Ramón Melendi
Ramón Melendi Espina (Uviéu, 21 de xineru de 1979), conocíu como Melendi, ye un cantautor especializau en pop, rock y rumba.
Copa del Rei de fútbol 2015-16
La Copa del Rei 2015-16 (oficialmente Campeonatu d'España/Copa de la S. M. el Rei 2015-16) ye una competición española de fútbol na que participen equipos de toles categoríes hasta Tercera División que xugóse del 2 de setiembre de 2015 al 22 de mayu de 2016. 
L'estadiu elexíu pola RFEF pa ser sede de la final foi'l Vicente Calderón de Madrid. El FC Barcelona consiguió renovar el títulu que ya ganara na temporada anterior.
Participaron nella los dieciocho clubes del grupu A y dieciocho de los venticuatro equipos del grupu B, pasando los otros seis direutamente a la segunda ronda. El sortéu fízose'l 21 de xunetu de 2015 na sede de la RFEF y siguiéronse criterios de prosimidá xeográfica, según los grupos fechos pa la competición de Segunda División B. Por cada empareyamientu xugóse un partíu, nel campu del equipu que salió primero nel sortéu. Los perdedores de cada empareyamientu, pasaron a xugar la Copa Real Federación Española de Fútbol 2015-16.
Xugáronla, de manera dixebrada, los dieciocho ganadores de la ronda anterior más los seis equipos clasificaos direutamente y los ventiún equipos que formen el grupu C (ún va pasar a tercera roda ensin xugar nesta). Por cada empareyamientu xugóse un partíu, nel campu del equipu que salió primero nel sortéu fechu na sede de la RFEF el 21 de xunetu de 2015.
Xugáronla, de manera dixebrada, los doce ganadores de la ronda anterior que vienen de los grupos A y B ; y los diez equipos ganadores de la ronda anterior (de los que ún va a clasificase direutamente pa 1/16 de final) que vienen del grupu C más l'equipu clasificáu direutamente na anterior ronda. Por cada empareyamientu xugóse un partíu, nel campu del equipu que salió primero nel sortéu cellebráu na sede de la RFEF el 18 de setiembre de 2015.
Pasa direutamente a la ronda de 1/16 de final: SD Huesca SAD
Nesta ronda xuniéronse a los doce equipos que lleguen de la tercer ronda (seis ganadores de los grupos A y B, cinco ganadores del grupu C y un equipu clasificáu direutamente) los equipos de Primera División de la temporada 2015-16 (grupos D y E). Los empareyamientos ficiéronse tamién en dos grupos dixebraos:
Nesta ronda xugáronse dos partíos pa caún de los empareyamientos. L'orde de los partíos respetó'l xugar primero nel campu del equipu de categoría más baxa. Nel casu d'equipos de la mesma categoría, xugóse primero nel campu del equipu que salió primero nel sortéu.
Na ronda d'octavos de final, xugóse primero nel campu del equipu de categoría más baxa, o nel campu del equipu que primero salió nel sortéu pal casu d'equipos de la mesma categoría. A partir d'esta ronda nun hai grupos, sinón que'l sortéu ye puru.
Glotofaxa
La glotofaxa (del griegu "glosa", "llingua"; y "phagos", "comer"), llingüicidiu o xenocidiu llingüísticu designa'l procesu políticu-social per aciu del que la llingua d'una determinada cultura desapaez parcialmente o dafechu, víctima de la influencia, en mayor parte directa y coercitiva, d'otra cultura.
El términu úsase nel campu de la sociollingüística pa señalar el fenómenu que se da mayormente nel choque de cultures y poder ente dos sociedaes con llingües distintes, nel qu'una de los dos sociedaes superpón la so llingua sobre la otra y esta postrera termina desapaeciendo.
La glotofaxa ye una de les cares del Etnocidiu, porque, al desapaecer una llingua ensembre o parcialmente tamién lo fadrá la so cultura. Nun hai sociedá ensin comunicación y nun hai comunicación ensin sociedá.
La desapaición d'una llingua nun guarda rellación con dalguna supuesta inferioridá, o superioridá, del so sistema llingüísticu, sinón que se rellaciona con factores non llingüísticos como pueden ser la inferioridá militar d'un pueblu sobre otru o les posibilidaes de resistencia del pueblu que la fala.
El procesu glotofáxicu tien tres componentes:
El procesu más común que lleva a la muerte llinguaxe ye na qu'una comunidá de falantes d'una llingua conviértese billingüe n'otru idioma, y ​​gradualmente pasa a falar la segunda llingua hasta que dexa d'usar la so llingua orixinal. Esti ye un procesu d'asimilación que puede ser voluntariu o puede ser forzáu. Los falantes de delles llingües, particularmente les llingües rexonales o minoritaries, pueden decidir abandonar la so primer llingua por motivos económicos o utilitarios, a favor de les llingües consideraes como de mayor utilidá o prestíu. Esti procesu ye gradual y puede asoceder yá sía de baxo escontra riba o de riba a embaxo.
Lagos
Lagos ye una ciudá portuaria allugada nes mariñes de Nixeria, nel estáu homónimu, del que foi capital hasta 1976, na mariña de la badea de Benín y nun archipiélagu frente al continente. #Tratar de la ciudá más poblada del país y la segunda d'África, por detrás d'El Cairu (Exiptu), ye amás la segunda de mayor crecedera demográfica del continente africanu y la séptima nel mundu según el núcleu de la segunda mayor Área Metropolitana d'África y la 24.ª del mundu tocantes a población.
El conceyu de Lagos, que tomaba les islles de Lagos (localmente conocíes como Eko), Ikoyi y l'isla Victoria, al igual que parte del territoriu continental, yera alministráu pol LCC (Conceyu de la Ciudá de Lagos, poles sos sigles n'inglés), pero foi eslleíu en 1976 y estremáu en delles AGL (árees de gobiernu local). El territoriu más allá del conceyu de Lagos, per otra parte, entendía dellos poblaos y asentamientos separaos tales como Mushin, Ikeja y Agege. Lagos foi l'antigua capital del país hasta qu'en 1991 esta treslladóse a Abuya, asitiada nel interior del país.
La zona qu'ocupa la ciudá foi principalmente un campu de batalla nel que lluchaben homes del antiguu Reinu de Benín, que se referíen a la mesma col nome de Eko. La cla de los yoruba sigue refiriéndose a la ciudá con dichu nome. El nome actual de la ciudá foi otorgáu polos comerciantes portugueses que fueron quien establecieron el primer asentamientu permanente.
Lagos ta hermanada coles siguientes ciudaes:
Auckland
Auckland (en maorín: "Ta-maki Makau Rau") ye una ciudá de Nueva Zelanda asitiada na Isla Norte. La Área metropolitana de Auckland o Gran Auckland (conocida n'inglés como Auckland metropolitan area o Greater Auckland) ye la mayor del país, según el mayor núcleu de población del sur del Pacíficu, cuntando con más de 1.200.000 habitantes, más d'una cuarta parte de la población del país, y con una crecedera mayor qu'el del restu del estáu. Anque Wellington ye la capital de Nueva Zelanda, Auckland ye la ciudá más poblada y, ello ye que la capital económica del país. Auckland ye de la mesma la capital de la rexón homónima.
En sí mesma, ye una conurbación formada pola mesma ciudá de Auckland, o Auckland City, (escluyendo les islles del golfu de Hauraki), North Shore City y les partes urbanes de les ciudaes de Waitakere, Manukau y los distritos de Papakura, Rodney y Franklin. En maorín, el nome que recibe la ciudá ye Tāmaki-makau-rau, o la versión transliteral de Auckland, Ākarana.
Auckland atopase ente'l golfu de Hauraki y l'océanu Pacíficu al este, el cordal Hunua al sureste, el puertu de Manukau al suroeste y el cordal Waitakere y menores cordales al oeste y noroeste. La parte central de la zona urbana ocupa un estrechu istmu asitiáu ente'l puertu de Manukau, abiertu al mar de Tasmania, al oeste y el de Waitemata, que se #abrir al golfu de Hauraki del océanu Pacíficu, al este. Ye una de les poques ciudaes del mundu que dispon de dos puertos en dos cuerpos d'agua distintos. Al norte atopa la península de Whangaparaoa y al sur les Bombay Hills.
Ye la see de la Confederación de Fútbol d'Oceanía.
Txikolina Records
Txikolina Records ye un colleitivu musical de la ciudá de Xixón (Asturies), fundáu nel añu 2011. Los sos cancios tan principalmente escritos en castellanu anque con gran influencia de la so llingua, l'asturianu.
El colleitivu foi orixinariamente creáu polos artistes Dirty Sánchez y Cee Cee Wang, que más tarde camudarían los sos nomes a King Fahd y Dr. Argu. Foi nesta etapa cuando punxeron el so primer trabayu na cái: ""Encerrado en la Garita"" (2012).
El so estilo caracterízase principalmente pola alusión a temes existenciales y políticos, el antimaterialismu y la costante llucha escontra el facismu y el racismu y la llucha interior y personal. 
Economía de Belize
La economía de Belize ye la más pequena de la rexón centroamericana, pero ye la tercera en PIB per capita en Centroamérica, solo dempués de Panamá y Costa Rica. Turismu ye la principal fonte d'ingresos estranxeros d'esta pequeña economía, siguiéndose pola esportación de petroleu crudo, de productos pesqueros, azucre, frutes cítriques y plátanos. Dende 1998, hasta l'añu 2002, el turismu representó'l 19.9% del PIB (Productu Internu Brutu).
La estabilidá de la moneda ye unu de los curiosos pa la inversión estranxera. En 1996 l'ingresu per cápita foi de US$ 2.308 ente que en 1989 fuera de $1.664, lo que representó una crecedera de 39%. El productu internu brutu (PIB) creció 67% ente 1989 ($306 millones) y 1996 ($512 millones), ente que la población creció 21% nesi mesmu períodu. El PIB rexistró una tasa de crecedera real de 3,8% en 1995 y de 1,5% en 1996. Anque la inflación ye baxa, en 1996 intensificóse: l'índiz de precios al consumidor foi de 2,8% en 1995 y de 6,4% en 1996, ente que'l promediu de los cinco años anteriores foi de 3,2%.
Les esportaciones de Belize de bienes y servicios representen aprosimao'l 57.6% del PIB. Los productos d'esportación, principalmente tán constituyíos por mariscos tales como'l camarón, siguíos por azucre, productos cítricos, banano y pequeñes manufactures.
La moneda oficial ye'l dólar Belizeño que la so equivalencia ye de Bz$2 por US$1. La mayoría de los establecimientos comerciales acepten dólares americanos.
Canal Sur Televisión
Canal Sur Televisión ye la canal principal de televisión de la Radio y Televisión de Andalucía (RTVA).
Canal Sur Televisión entamó les sos emisiones el 28 de febreru de 1989, coincidiendo cola festividá del "día d'Andalucía." Daquella, la ufierta televisiva n'España reducíase a les dos cadenes públiques del estáu (TVE), sacante en delles otres Comunidaes Autónomes como Cataluña, País Vascu y Galicia que yá cuntaben coles sos propies canales autonómiques.
La televisión autonómica andaluza nació col enfotu de sirvir como preséu d'información y participación pa los andaluces na sociedá, la cultura y la política del país. Amás, pretendía ser un mediu d'espardimientu de los valores históricos, culturales y llingüísticos d'Andalucía.
Canal Sur 2 entamó les sos emisiones en xunu de 1998, colo que la ufierta televisiva de RTVA desdoblóse, quedando Canal Sur 1 como una televisión de calter xeneral y entretenimientu, y Canal 2 Andalucía, centrada nuna programación cultural y divulgativo, con especial atención a les franxes infantil y deportiva. El 1 d'ochobre de 2012 y como midida d'aforru, Canal Sur 1 y Canal Sur 2 funden los sos conteníos de mayor ésitu, y pasen a emitir dambes frecuencies la mesma programación, cola segunda canal enfotada n'atención a les persones con discapacidá sonora ya visual.
Malinalco (conceyu)
Malinalco ye un municipiu al sur del Estáu de Méxicu, en Méxicu. Llenda colos municipios mexicanos de Ocuilan, Tenancingo y Zumpahuacán. La so área ye de 108.34 km², y la población de 4.428.080 habitantes. La capital municipal ye Malinalco, la segunda población ye Chalma.
Malinalco identifícase col nome en náhuatl de Malinalco (cfr. náhuatl actual Malinalli (Gramea, y el sufixu de llugar -co). El so actual nome provién del náhuatl que significa "llugar onde hai malinalli".
Phineas Taylor Barnum
Phineas Taylor Barnum, más conocíu como P. T. Barnum, nació'l 5 de xunetu de 1810 en Bethel, Connecticut y morrió'l 7 d'abril de 1936 en Bridgeport, Connecticut.
Foi un empresariu, políticu y artista de circu estaunidense. Barnum foi co-fundaor, xunto a James Anthony Bailey, del circu Barnum & Bailey Circus, el cuál resultó ser un éxito, por lo que se convirtió en uno de los millonarios mas importantes del sieglu XIX.
Barnum foi alcalde de Bridgeport, Connecticut de 1875 a 1876.
Economía d'Azerbaixán
L'economía d'Azerbaixán pese a los abondantes recursos petrolíferos, el país nun pudo hasta agora salir del marasmu económicu que siguió al esborru de la Xunión Soviética.
Ye la capital Bakú y ciudá más poblada d'Azerbaixán, del mar Caspiu y del Cáucasu. Bakú estrema n'once distritos alministrativos (raiones) y 48 conceyos. Ente estos atópense los conceyos de les islles de la badea de Bakú y Neft Daşları construyíes sobro pilotes nel Mar Caspiu, a 60 km de Bakú. Munches instituciones importantes d'Azerbaixán tienen la so see ellí, incluyendo SOCAR, una de les cien principales empreses del mundu, ente otres. El Puertu de Comerciu Marítimu Internacional de Bakú, protexíu poles islles del archipiélagu Bakú escontra l'este y la península d'Absheron al norte, ye capaz de tresportar dos millones de tonelaes de carga xeneral y ensuga a granel per añu.
Estadiu Tofiq Bəhramov
L'Estadiu Tofiq Bəhramov, que requerría trabayos de remodelación y construcción d'un techu que cubra l'estadiu. Pue albergar a más de 31.200 espectadores.
Complexu Deportivu y de Conciertos Heydər Əliyev
El Complexu Deportivu y de Conciertos Heydər Əliyev ("Heydər Əliyev İdman-Konsert Kompleksi" n'azerí), ye un pabellón multiusos que s'alcuentra en Bakú (Azerbaixán). 
En 2015 foi sede de les competiciones de judo y llucha de los I Xuegos Europeos.
Running Scared
Ganador del Festival d'Eurovisión 2011 col dúu formáu por Eldar Gasimov y Nigar Jamal (conocíos nel festival como Ell & Nikki) cola canción "Running Scared" con 221 puntos.
Economía de Lesothu
Lesothu ye un país pequenu, montascosu, ensin salida al mar, probe y dafechu abarganáu pol territoriu de Sudáfrica en que 3/4 de la so población vive en zones rurales y dedíquense a l'agricultura de subsistencia. La so economía esta basada na agricultura, la ganadería, les manufactures, y los ingresos de los trabayadores emplegaos en Sudáfrica. La mayoría de les families subsisten cola agricultura o de la mano d'obra emigrante, principalmente de los mineros de Sudáfrica mientres 3 o 9 meses. Les tierres baxes occidentales son les mayor zona agrícola. Casi'l 50% de la población tien de llograr los sos ingresos de los cultivos o de la ganadería, cerca de dos tercios de los ingresos del país provienen del sector agrícola.
L'agua en Lesothu solo ye otru recursu bien importante. Ta siendo explotada dende fai 30 años, miles de billones de dólares ganaron col proyectu (LHWP), que foi empecipiáu en 1986. El LHWP foi diseñáu pa prindar, almacenar y tresportar l'agua dende'l ríu Orange y unvialo a Sudáfrica y a la área metropolitana de Johannesburgu, que cunta con una gran concentración de la industria sudafricana. Na realización del proyectu, Lesothu tien de ser casi dafechu autosuficiente na producción d'electricidá y tamién llograr ingresos de la vienta d'electricidá a Sudáfrica. El Bancu Mundial, Bancu Africanu de Desenvolvimientu, Bancu Européu d'Inversiones y munchos otros donantes billaterales tán financiando'l proyectu.
Papa Estébanu I
El papa Estébanu I (alredor del añu 200 – 2 d'agostu de 257) foi obispu de Roma del 12 de mayu de 254 hasta la so muerte, el 2 d'agostu de 257. Ye'l ventenu tercer papa de la Ilesia Católica.
Papa Sistu II
El papa Sistu II (muertu'l 6 d'agostu de 258) foi obispu de Roma dende'l 30 d'agostu del 257 hasta la so muerte; foi martirizáu nes persecuciones del emperador Valerianu. Foi'l ventenu cuartu papa de la Ilesia Católica.
Papa Dionisiu
El papa Dionisiu (muertu'l 26 d'avientu de 268 ) foi obispu de Roma del 22 de xunetu de 259 hasta la so muerte. Foi'l ventenu quintu papa de la Ilesia Católica.
Papa Feliz I
El papa Feliz I (muertu'l 30 d'avientu de 274 ) foi obispu de Roma del 5 de xineru de 269 hasta la so muerte. Foi'l ventenu sestu papa de la Ilesia Católica.
Papa Eutiquianu
El papa Eutiquianu (muertu'l 7 d'avientu de 283 ) foi obispu de Roma del 4 de xineru de 275 hasta la so muerte. Foi'l ventenu sétimu papa de la Ilesia Católica.
Papa Cayu
El papa Cayu (muertu'l 22 d'abril de 296 ) foi obispu de Roma del 17 d'avientu de 283 hasta la so muerte. Foi el ventenu octavu papa de la Ilesia Católica.
Papa Marcelín
El papa Marcelín (muertu en 304 ) foi obispu de Roma del 30 de xunu de 296 hasta la so muerte. Foi el ventenu novenu papa de la Ilesia Católica.
Economía de Benín
La economía de Benín sigue siendo subdesendolcada y dependiente de l'agricultura de subsistencia, de la producción d'algodón y del comerciu rexonal. L'algodón representa 40 % del PIB y 80 % de les esportaciones.
La crecedera añal de la producción yera un promediu de 4 % antes de la recesión mundial, pero tornó a estos valores ente 2011 y 2012. La inflación sufrió una cayida n'años recién. Con mires a aumentar la crecedera de la so economía, Benín entama atraer más inversión estranxera, poner más énfasis nel turismu, facilitar el desenvolvimientu de nueves formes de procesar alimentos y productos agrícoles, y fomentar les nueves tecnoloxíes d'información y comunicación.
Economía de Níxer
La economía de Níxer ye d'economía de llibre mercáu; ta basada nel llendo y l'agricultura, según na esplotación minera del uraniu. L'agricultura contribúi con aprosimao 40% del PIB y aprove la subsistencia de 90% de la población. El norte y este de Níxer, constituyíu pol Altiplanu del Djad y parte del desiertu del Teneré, ye aprovecháu por comunidaes nómades pal llendo de ganáu bovino y caprino. Al sur y l'oeste, con mayores precipitaciones, ta constituyíu por población sedentaria dedicada a l'agricultura del miyu y el sorgo, que constitúin l'alimentu básico de la población. El cacagüés #dirixir a la esportación. Apenes queden restos de montes qu'hasta mediaos del sieglu XX ocupaben #partir sur del territoriu y que fueron baltaos pa usase como lleña. La seca en 2004 provocó un amenorgamientu de la producción de granu del 40% y una etapa de hambruna qu'afecta directamente a cuatro millones de persones de les que 800.000 son atendíes puramente al traviés de la ONU en campos d'emerxencia.
Taur Matan Ruak
José María de Vasconcelos, conocíu baxo'l seudónimu Taur Maten Ruak (Osso Huna, Baguia, distritu Baucau, 10 d'ochobre de 1956), ye un políticu y militar de Timor Oriental y presidente del so país. El so nome de guerra significa "dos güeyos vivos" en tétum.
Taur Maten Ruak foi'l líder de la nala militar de "Resistencia Timorense" (Falintil) mientres la fase final de la ocupación indonesia. 
Dempués de la independencia de Timor Oriental convertiuse en Xefe d'Estáu Mayor en septiembre de 2011, cargu al que dimitió pa convertise en candidatu pa les elecciones del 16 d'abril de 2012.
Na elección presidencial foi'l candidatu más votáu col 60,85% de los votos, electu asina nuevu presidente.
Aeropuertu internacional
Un aeropuertu internacional ye un aeropuertu típicamente forníu con instalaciones d'aduanes ya inmigración pa xestionar vuelos internacionales con otros paises.
Estos aeropuertos son de normal grandes, y de vezu cunten con pistes grandes ya instalaciones afayadices p'atender a los grandes aviones que suelen ser utilizaos comúnmente pa los trayectos internacionales o intercontinentales. Los aeropuertos internacionales de cutiu alluguen vuelos nacionales (vuelos que s'efectúen dientro de les fronteres del país) amás de vuelos internacionales. En munchos de los paises pequeños la mayoría d'aeropuertos son internacionales. En ciertos paises sicasí, hai una subcategoría d"'aeropuertos" internacionales llindaos que cunten con vuelos internacionales, pero tán llindaos a los destinos de curtiu radiu (de cutiu por cuenta de factores xeográficos) o son aeropuertos mistos (civil y militar). 
Munchos aeropuertos con vuelos regulares internacionales frecuentes tienen la palabra «Internacional» nel sos nome oficial; pero otros, incluyendo aeropuertos grandes como l'Aeropuertu de Londres Heathrow, non. Al aviesu, dellos aeropuertos llámense "aeropuertos internacionales", especialmente nes ciudaes pequeñes de los Estaos Xuníos, anque nun heba realmente vuelos regulares internacionales de pasaxeros al tener diches instalaciones oficines d'aduanes ya inmigración pa los vuelos charter, de carga y aviación xeneral. En munchos d'estos aeropuertos los servicios d'aduanes ya inmigración tán namái disponibles mientres unes poques hores. Un exemplu d'estos aeropuertos ye l'Aeropuertu Internacional Gerald R. Ford en Grand Rapids, Míchigan. Unos pocos, como l'Aeropuertu Internacional de Gary/Chicago en Gary, Indiana, nun son n'absolutu aeropuertos internacionales; nun tán designaos como aeropuertos d'entrada pero aspiren a selo nel futuru y añadieron les palabres «aeropuertu internacional» a los sos nomes como ferramienta de promoción.
Otros aeropuertos qu'enantes sirvieron vuelos internacionales anguaño cunten principalmente con vuelos nacionales (el tráficu internacional treslladóse a un aeropuertu nuevu y más grande na zona), pero caltién la designación de "internacional" nel so nome.
Exemplos d'esto son:
Munchos aeropuertos internacionales tamién sirven como bases d'operaciones, o llugares onde los vuelos con escales pueden aterrizar y los pasaxeros pueden tomar l'avión. Los aeropuertos internacionales de cutiu tienen munches aereollinies representaes, y munches d'estes suelen ser estranxeres.
Los pasaxeros que conecten con un vuelu nacional dende un vuelu internacional xeneralmente necesiten que l'equipaxe pase pol control d'aduanes y tenga que volver a facturase nel mostrador del vuelu nacional, necesitando más tiempu pal procesu. En dellos casos, l'equipaxe n'Europa puede facturase al destín final, inclusive si ye un vuelu nacional.
En dellos casos, los viaxeros y aviones pueden pasar el control d'aduanes ya inmigración nel aeropuertu de partida. Como exemplu d'esto, hai aeropuertos en Canadá con instalaciones de concesión d'accesu a los Estaos Xuníos. Esto fai posible que dende estos aeropuertos pueda volase a aeropuertos de los Estaos Xuníos ensin aduanes nin inmigración. L'equipaxe d'estos vuelos puede facturase al so destín final nos Estaos Xuníos.
Walt Whitman
Walt Whitman (West Hills, condáu de Suffolk, Nueva York, 31 de mayu de 1819 – Camden, Nueva Jersey, 26 de marzu de 1892) foi un poeta, enfermeru voluntariu, ensayista, periodista y humanista estaunidense. El so trabayu inscríbise na trensición ente'l trescendentalismu y el realismu filosóficu, incorporando dambos movimientos a la so obra. Whitman ta ente los más influyentes escritores del canon estaunidense (del que foi consideráu'l so centru) y foi llamáu'l padre del versu llibre. El so trabayu foi bien revesosu nel so tiempu sobremanera pol so llibru "Fueyes de yerba", descritu como obscenu pola so abierta sexualidá.
Consideráu como'l padre de la moderna poesía estaunidense, la so influencia foi amplia tamién fora d'esi país. Ente los escritores que se vieron marcaos pola so obra figuren Rubén Darío, Wallace Stevens, Llión Felipe, D.H. Lawrence, T.S. Eliot, Fernando Pessoa, Pablo de Rokha, Federico García Lorca, Hart Crane, Jorge Luis Borges, Pablo Neruda, Ernesto Cardenal, Allen Ginsberg o John Ashbery, ente otros.
Teatru de la Zarzuela
El teatru de la Zarzuela ye un teatru de Madrid, España, asitiáu na cai Xovellanos.
Inauguróse'l 10 d'ochobre de 1856, data del cumpleaños de la entós reina Isabel II, gracies a la iniciativa de la Sociedá Llíricu Española, coles mires de tener un espaciu propiu pa les interpretaciones de zarzueles na capital d'España. Los sos impulsores foron consagraos maestros de la dómina como Francisco Asenjo Barbieri, Rafael Calleja Gómez, Joaquín Gaztambide, Rafael Hernando, José Inzenga, Francisco Salas, Luis Olona o Cristóbal Oudrid, sol financiamientu del banqueru Francisco de las Rivas. Les obres encargáronse al arquiteutu Jerónimo de Gándara, magar qu'executaes por José María Guallart, tomando como modelu la Scala de Milán. Asina quedó un edificiu en forma de ferradura con tres altures de palcos.
Mientres la segunda metá del sieglu XIX, el Teatru convirtióse nel llugar central onde s'interpretaben les pieces maestres de la zarzuela, principalmente grande o de dos actos, y producíense los sos estrenos al públicu. El 9 de payares de 1909 l'edificiu del pueblu amburó dafechu por una quema. Reconstruyíu usando menos madera y más metal, en 1914 el maestru Lluna llevantó'l telón al reinauguralu cola so orquesta. Remocicóse en 1956 cuando lu mercó la Sociedá Xeneral d'Autores d'España, pero perdió bona parte de la fachada y los ornamientos del interior. Más tarde pasó a ser propiedá del Estáu y en 1984 el Ministeriu de Cultura, a falta d'un teatru d'ópera en Madrid, amplió la ufierta d'actividaes (amás de la zarzuela y l'ópera) a la danza y el flamencu.
En 1998, tres la declaración cuatro años enantes del edificiu como Monumentu Nacional, remocicóse otra vuelta, recuperando bona parte de la so estructura y forma orixinal y destinándose n'esclusiva a la llírica española. Dende xineru del mesmu añu, la Orquesta de la Comunidá de Madrid ye la titular del teatru de la Zarzuela.
Ron Weasley
Ronald Bilius Weasley (1 de marzu de 1980), más conocíu como Ron Weasley, ye ún de los principales personaxes de la saga Harry Potter, siendo'l meyor amigu del protagonista y Hermione Granger. Creáu pola británica J. K. Rowling, Ron apaeció per primer vegada en "Harry Potter y la piedra filosofal" (1997) y ye descritu como un roxu altu y delgáu, con manes y pies grandes y una cara cubierta de peques. Tien, amás, güeyos azules y una ñariz llarga. Na gran pantalla foi interpretáu, a lo llargo de diez años, pol actor Rupert Grint.
Asiste al so primer cursu en Hogwarts, onde conoz a Harry y Hermione, y ayuda a Harry a salvar la Piedra Filosofal, probando'l so inxeniu nel Axedrez Máxicu xigante. Los años siguientes permanez bien xuníu a los dos amigos, Harry y Hermione, por diversos peligros que surden en Hogwarts y fuera d'él. Probablemente una de les mayores aventures colos sos amigos ye na que s'embarquen en busca de los Horrocruxes de Voldemort, que consiguen destruyir. Tamién participó na batalla final de Hogwarts, onde pierde a ún de los sos hermanos.
Ye'l sestu de los siete fíos de los Weasley. Ye fíu d'Arthur y Molly Weasley y hermanu de Bill, Charlie, Percy, los ximielgos Fred y George y la pequeña Ginny
So padre trabaya nel Ministeriu de Maxa, mentes que so madre ye ama de casa. Bill trabaya pal bancu de magos n'Exiptu y Charlie cría dragones en Rumanía. Percy ye asistente del ministru de maxa y los ximielgos acaben abriendo la tienda de chancies Sortilegios Weasley. A lo último, la so hermana pequeña Ginny acaba siendo la capitana del equipu de quidditch Les Arpíes de Holyhead.
Probes pero honraos, los hermanos Weasley siempre alquirieron coses de segunda mano, magar que tía Muriel ta perbién económicamente, yá que tien una casona na qu'acaben escodiéndose de Voldemort y los sos secuaces. Los güelos paternos son Septimus Weasley y Cedrella Black, mentes que los maternos son Ignatius Prewett y Lucretia Black.
Casáu cola so amiga Hermione, el matrimoniu tien dos fíos: Rose y Hugo Weasley.
Présta-y pola vida l'axedrez, el quidditch, les chancies y tar con Harry y Hermione. Repúnen-y les arañes, a dellos Slytherin (por exemplu Draco Malfoy), la ropa de segunda mano que tien que poner y qu'Hermione lu corrixa.
Dáse-y bien l'axedrez máxicu, culpar a los demás, acubiciar a Ginny, poner nerviosa a Hermione y volar n'escoba.
Dáse-y mal ser el centru d'atención, caltener la calma, esculpase, estudiar demasiao y aguantar los celos.
Ron ye bien optimista y hasta ciertu puntu despreocupáu, anque dacuando cuésta-y sobrellevar el fechu de que la so familia nun tenga abondes perres. Esto fai que munches de les sos coses tean usaes y vieyes, yá que les herieda de los sos hermanos mayores, y que dellos alumnos de Hogwarts lu desprecien por ello, sobre manera Draco Malfoy y los de Slytherin.
Munches de les sos cualidaes actúen en contraposición coles de Harry. Mentes que Harry ye güérfanu y tien más dineru del que precisa, Ron vien d'una familia grande y que lu quier, pero que ye bien probe. Tamién el fechu de que Harry seya famosu causa que Ron dacuando sienta celos de l'atención que recibe'l so amigu, yá qu'él mesmu quixera sobresalir de dalguna manera. Nel llibru cuartu, esto causa que tengan una engarradiella, cuando Ron piensa enquivocadamente que Harry siempre busca ser el centru d'atención. Los sos complexos d'inferioridá, al ser menos destacáu que los sos hermanos (por nun ser nin un estudiante brillante, nin un escelente xugador de quidditch, nin la fía que so madre siempre deseó) son la fuerza principal que lu motiva a desarrollase a sigo mesmu.
Ye sarcásticu, celosu cuando se trata d'Hermione Granger anque él nunca nun quiera reconocelo, ye bien lleal, confiable y sobre manera bon amigu.
Un datu curiosu ye que'l so apellíu "Weasley" paez provenir del animal "weasel", que n'inglés significa papalbina, característica pol so pelame acoloratao, neto que la familia Weasley. Amás, esto tamién fai referencia a qu'el patronus de so padre adopta la forma d'una papalbina.
Hermione Granger
Hermione Jean Granger ye un personaxe de ficción y ún de los tres protagonistes (los otros dos son Harry Potter y Ron Weasley) de la serie de J.K. Rowling Harry Potter. Apaez na primer novela, "Harry Potter y la piedra filosofal", como una nueva estudiante nel so camín a Hogwarts. Depués de que Harry y Ron la salvaron d'un trol de monte nos baños de les moces, formóse una estrencha amistá ente ellos y con frecuencia usa'l so inxeniu rápidu y la conocencia enciclopédica p'ayudalos. Rowling declaró qu'Hermione aseméyase a ella a una edá más moza, cola so inseguridá y mieu al fracasu. El so papel ye abondo determinante yá que, al tener bones aptitúes d'estudiu, podría considerásela como'l "celebru" del grupu.
Hermione ye la moza más intelixente del so cursu nel Colexu Hogwarts de Maxa y Bruxería. Neto que Harry y Ron, pertenez a la casa de Gryffindor, magar que'l gorru escoyedor consideró allugala en Ravenclaw por cuenta de les sos prominentes capacidaes. Ye d'orixe muggle: los sos padres son dentistes y nun tienen rellación dala col mundu los magos.
Présta-y lleer pola vida, pero sicasí nun sabe dibuxar. Nun-y gusta romper les regles y nun ye especialmente entusiasta del quidditch, el deporte máxicu, anque sofita a los sos amigos mientres el campeonatu. Tiende a creyer que too aquello que merez la pena saber pue deprendese d'un llibru y ye escéptica tocante a tolo que nun se puea comprobar con ciencia, despreciando, poro, asignatures como Aldovinación, impartida pola profesora Sybill Trelawney. Hermione conoció a Harry Potter y a Ron Weasley nel Espresu de Hogwarts.
Organización Internacional de Normalización
La Organización Internacional de Normalización (originalmente n'inglés: "International Organization for Standardization", conocida poles sigles ISO) ye una organización pa la creación d'estándares internacionales compuesta por diverses organizaciones nacionales d'estandarización.
Fundada la fecha|23|2|1947}}, la organización promueve l'usu d'estándares propietarios, industriales y comerciales a nivel mundial. La so see ta en Xinebra (Suiza) y hasta 2015 trabayaba en 196 países.
Foi una de les primeres organizaciones a les que se-y concedió nel Conseyu Económicu y Social de les Naciones Xuníes.
La Organización Internacional d'Estandarización (ISO) ye una organización independiente y non-gubernamental formada poles organizaciones d'estandarización de les sos 163 países miembros. Ye'l mayor desarrollador mundial d'estándares internacionales voluntarios y facilita el comerciu mundial al apurrir estándares comunes ente países. Estableciéronse cerca de venti mil estándares cubriendo dende productos manufacturados y tecnoloxía a seguridá alimenticia, agricultura y sanidá.
L'usu d'estándares facilita la creación de productos y servicios que sían seguros, fiables y calidable. Los estándares ayuden a los negocios a aumentar la productividá al empar qu'embriven los erros y el gastu. Al dexar comparar directamente productos de distintos fabricantes, facilita que nueves compañíes puedan entrar en nuevos mercaos y ayudar nel desenvolvimientu d'un comerciu global con bases xustes. Los estándares tamién sirven pa protexer a'l consumidores y usuarios finales de productos y servicios, asegurando que los productos certificaos afacer a los mínimos estandarizados internacionalmente.
Los trés idiomes oficiales de ISO son inglés, francés y rusu. El nome de la organización en francés ye "Organisation internationale de normalisation", "International Organization for Standarization" n'inglés y "Международная организация по стандартизации" en rusu. Según ISO, por cuenta que'l so nome en distintos idiomes tendría distintes sigles ("IOS" n'inglés, "OIN" en francés, etc.), la organización adoptó "ISO" como les sos sigles en referencia a la palabra griega "isos" (, traducíu como "igual") Sicasí, mientres les xuntes fundacionales de la nueva organización, esta palabra nunca foi mentada, asina que esta esplicación podría ser imaxinada darréu.
La organización conocida anguaño como ISO nació en 1926 como la Federación Internacional d'Asociaciones d'Estandarización Nacionales (ISA). Foi suspendida en 1942 mientres la Segunda Guerra Mundial, pero tres la guerra propúnxose-y per parte del Comité Coordinador d'Estándares de les Naciones Xuníes (UNSCC) formar un nuevu cuerpu d'estándares globales. N'ochobre de 1946, delegaos de ISA y de UNSCC de 25 países axuntar en Londres y decidieron xunir fuerces pa crear la nueva Organización Internacional de Normalización; la nueva organización empezaría oficialmente a operar en febreru de 1947. 
ISO ye una organización voluntaria que los sos miembros son autoridaes reconocíes n'estandarización, cada unu representando a un país. Los miembros axúntense añalmente na Asamblea Xeneral p'aldericar los oxetivos estratéxicos de ISO. La organización ta coordinada por un Secretariáu Central con see en Xinebra.
La Xunta d'Alministración Técnica ye la responsable de cerca de 250 comités técnicos, quien desenvuelven los estándares ISO.
ISO formó dellos comités conxuntos cola Comisión Electrotécnica Internacional (IEC) pa desenvolver estándares y la terminoloxía rellacionaos con árees de tecnoloxía eléctrica y electrónica.
El Comité Conxuntu Técnicu ISO/IEC 1 (JTC 1) foi creáu en 1987 pa "desenvolver, caltener, promover y facilitar los estándares rellacionaos cola Tecnoloxía de la Información".
El Comité Conxuntu Técnicu ISO/IEC 2 (JTC 2) crear en 2009 col propósitu de "estandarizar el campu de la eficiencia enerxética y les fontes d'enerxíes anovables".
ISO tien tres categoríes de miembros:
ISO ta financiada por una combinación de:
Los principales productos de ISO son los sos estándares internacionales. ISO tamién publica informes técnicos, especificaciones técniques, especificaciones disponibles públicamente, errates técniques, y guíes.
Les especificaciones técniques pueden crease cuando "la tema en cuestión ta inda so desenvolvimientu o por cuando por cualesquier otra razón esiste la posibilidá nun futuru non inmediatu d'un alcuerdu pa publicar un Estándar Internacional". Una especificación disponible públicamente ye de normal una "especificación entemedia, publicada primeramente al desenvolvimientu d'un Estándar Internacional compleor, o, en IEC puede ser una publicación conxunta publicada en collaboración con una organización esterna". Por conveniu, dambos tipos d'especificaciones son nomaes de manera similar a los informes técnicos de la organización.Por casu:
Son meta-estándares que cubren "materies rellacionaes cola estandarización internacional". Son nomaes utilizando'l formatu ""ISO[/IEC]Guide N:yyyy: Títulu""Por ejmplo:
Un estándar publicáu por ISO/IEC ye la última etapa nun llargu procesu que de normal empieza cola propuesta d'un nuevu trabayu nun comité. Equí preséntense delles abreviatures usaes pa marcar un estándar cuando ta nesti estáu:
Abreviatures usaes pa enmiendes:
Otres abreviatures:
Los Estándares Internacionales son desenvueltos polos comités técnicos de ISO (TC) y subcomités (SC) por un procesu con seis etapes: 
Etapa 4: Etapa d'investigación
Los TC y SC pueden establecer grupos de trabayu (WG) d'espertos pa la preparación de borradores de trabayu. Los Subcomités pueden tener dellos grupos de trabayu, que de la mesma pueden tener dellos Subgrupos (SG).
Ye posible omitir ciertes etapes, si hai dalgún documentu con un ciertu grau de maduror de primeres del proyectu d'estandarización, por casu un estándar desenvueltu por otra organización. Les directrices de ISO/IEC tamién dexen el llamáu "Procedimientu embrivíu". Nesti procedimientu ye un documentu unviáu directamente p'aprobación como un Borrador d'Estándar Internacional (DIS) a los cuerpos miembros de ISO o como un Borrador Final d'Estándar Internacional (FDIS) si'l documentu foi desenvueltu por un cuerpu internacional d'estandarización reconocíu pol Conseyu de ISO.
El primer pasu -una propuesta de trabayu (Nueva Proposición)- ye aprobáu l'el subcomité o comité técnicu relevante (por casu, SC29 y JTC1 respectivamente nel casu de Moving Picture Experts Group - ISO/IEC JTC1/SC29/WG11). Un grupu de trabayu (WG) d'espertos ye establecíu pol TC/SC pa la preparación d'un borrador de trabayu. Cuando l'oxetivu d'un nuevu trabayu ta lo suficientemente claro, dalgunu de los grupos de trabayu (por casu, MPEG) de normal fai un pidimientu abiertu de proposiciones conocíu como "pidimientu de propuestes". El primer documentu que ye producíu por casu pa los estándares de codificación d'audiu y vídeu ye llamáu un modelu de verificación (VM) (enantes tamién llamáu un "modelu de simulación y prueba"). Cuando s'algamar l'abondu enfotu na estabilidá del estándar en desenvolvimientu, produzse un borrador de trabayu (WD). Tien la forma d'un estándar, pero caltiense internamente pa ser revisáu pol grupu de trabayu. Cuando un borrador de trabayu ye lo suficientemente sólidu y el grupu de trabayu ta seguro que de desenvolvió la meyor solución técnica pal problema tratáu, ésti conviértese nun borrador de comité (CD). Si ye necesariu, ye entós cuando ye unviáu a los miembros P del TC/SE (los cuerpos nacionales) pa votación. 
El CD pasa a ser un borrador final de comité (FCD) si'l númberu de votos positivos ta percima del quorum. Dellos borradores de comité pueden ser evaluaos hasta que s'algamar un consensu nel so conteníu técnico. Cuando s'algamar, el testu ye rematáu pa ser unviáu como un borrador d'Estándar Internacional (DIS). El testu ye entós unviáu a los cuerpos nacionales pa votación y ser comentáu nun periodu de cinco meses. Ye aprobáu como un borrador final d'Estándar Internacional (FDIS) si un los dos terceres partes de los miembros P del TC/SC tán a favor y non más d'un cuartu del total de votos emitíos son negativos. ISO va celebrar entós una votación colos Cuerpos Nacionales onde nun se podrán proponer cambeos técnicos al testu (una votación se sigo/non), nun periodu de dos meses. Ye aprobáu como un Estándar Internacional (IS) si los dos terceres partes de los miembros P del TC/SC tán a favor y non más d'un cuartu de los votos emitíos son negativos. Tres l'aprobación, solo van introducise cambeos menores editoriales nel testu. El testu final unviar al Secretariáu Central de ISO, que publicar como un Estándar Internacional.
El fechu de que munchos de los estándares creaos por ISO son ubicuos llevó, n'ocasiones, al usu de "ISO" pa llamar al productu en sí que se adecua a un estándar. Dellos exemplos d'ello son:
Sacante un pequenu númberu d'estándares aisllaos, los estándares ISO nun tán disponibles gratuitamente, que'l so costu foi vistu por dellos sectores como demasiao eleváu pa proyectos pequenos software de códigu abiertu.
Los procedimientos embrivíos del ISO/IEC JTC1 (usáu por Office Open XML y OpenDocument) collecharon crítiques en relación a la estandarización de Office Open XML. Martin Bryan, convocante del ISO/IEC JTC1/SC34 WG1, dixo al respeutu:
L'empresariu en seguridá ya inversor de Ubuntu, Mark Shuttleworth, comentó nel procesu de estandarización de Office Open XML que "cree que devalúa l'enfotu de la xente nel procedimientu de creación d'estándares" y alegó que ISO nun taba llevando a cabu les sos responsabilidaes. Tamién señaló que Microsoft primió viviegamente a munchos países que tradicionalmente nun participaron en ISO y formáu comités con emplegaos de Microsoft, provisores de soluciones y distribuidores allegaos a Office Open XLM.
Colexu Hogwarts de Maxa y Bruxería
Nel mundu ficticiu de la serie lliteraria "Harry Potter", el Colexu Hogwarts de Maxa y Bruxería o a cencielles Hogwarts ye una escuela de maxa.
Hogwarts ye una escuela a la qu'asisten mozos magos pa desenvolver les sos habilidaes máxiques. L'edificiu, allugáu nes llombes d'Escocia, ye invisible pa les persones ayenes a poderes máxicos (más comúnmente conocíos polos bruxos como "muggles"), con dellos fechizos. Tien siete plantes, delles torres y unos grandes tarrenes que contienen un llagu, una viesca (llamáu ente los bruxos la "Viesca Vetada") y dellos ivernaderos con fines botánicos. Amás de los sos abondosos salones de clases, nos que s'imparten les clases de fechizos, fervidiellos, tresformaciones, defensa escontra les artes escures, historia de la maxa y demás asignatures por asistentes calificaos, el castiellu ta enllenu d'elementos estraños, como'l Gran Salón y el techu máxicu, sales comunes, una gran biblioteca, la misteriosa Sala de los Menesteres o la llexendaria Cámara los Secretos. Munchos pasaxes anubríos, escaleres y semeyes de pintures en movimientu con vida propia, faen que'l percorríu pel castiellu seya esmolecedor pa los escolinos más confusos, y emocionante pa los más curiosos.
Per espaciu de más de mil años los escolinos foron distribuyíos a la so llegada nes distintes cases, per aciu del veredictu del Gorru Escoyedor, colos nomes de los cuatro fundadores de la escuela: Gryffindor, Hufflepuff, Ravenclaw y Slytherin. Mientres la escolaridá de Harry, Albus Dumbledore ye'l direutor y los principales xefes de casa son los profesores McGonagall, Sprout, Flitwick y Snape (depués sustituyíu por Slughorn).
La educación d'un escolín llévase a cabu en siete años, empezando los sos estudios, a lo menos, a los once y dexando la escuela, a lo menos, a los diecisiete años. L'aición de la saga de Harry Potter tien llugar sobre manera dientro de la institución, cada novela equival a un añu escolar.
Acordies cola novela y les películes, el colexu nun s'atopa sol poder del Ministeriu de Maxa (motivu de discutiniu nel llibru quintu), organismu gubernamental que regula tolos aspeutos de la vida na comunidá máxica del territoriu. Sicasí, Hogwarts nun ye l'únicu colexu d'esta mena, hai otros esponentes como l'Academia de Maxa Beauxbatons en Francia y l'Institutu Durmstrang de Maxa nel norte d'Europa.
El colexu apaez en toles noveles de la serie, siendo l'escenariu principal de les mesmes. Na última novela, "Harry Potter y les reliquies de la muerte", los tres protagonistes caltiénense alloñaos de Hogwarts la mayor parte del llibru, tornando pa la engarradiella que remata la Segunda Guerra.
ISO 216
La norma ISO 216 de la Organización Internacional pa la Normalización ("International Organization for Standardization", ISO) especifica los formatos de papel y úsase anguaño en munchos paises del mundu. 
Ye l'estándar que define'l popular tamañu de papel A4. 
La norma ISO 216 equival a la DIN 476, de la que deriva, y a la española UNE-EN-ISO 216.
Símbolu y tamañu en milímetros. Tolérense esviaciones nes midíes de ± 1,5 mm pa midíes d'hasta 150 mm, de ± 2 mm pa midíes d'hasta 600 mm y de ± 3 mm pa midíes mayores. 2A0 y 4A0 nun esisten na norma ISO, pero sí tán definíes nes normes UNE, DIN y otres.
Los formatos de la serie principal denomínense pola lletra A y siguida por un númberu. Estos númberos son correllativos ente sigo. Hai que faer notar que caún de los tamaños tien la metá de la superficie que l'anterior, asina l'A1 ye la metá del A0, l'A4 la metá del A3 y asina socesivamente. Esto consíguese (ver figura) gracies a que la dimensión más curtia d'un Ax ye la llarga del Ax+1; esto ye, si cortamos un formatu pola metá llogramos el siguiente formatu de la serie.
De siguío indíquense dalgunos de los formatos más utilizaos:
Equivalencia de los DIN-A colos tamaños estándar qu'había n'España, y que yeren llixeramente más grandes:
Guardia Nacional
Por Guardia Nacional pue referise:
James J. Heckman
James Heckman (19 d'abril de 1944) ye un economista y profesor estaunidense de la Universidá de Chicago. 
Concedióse-y el Premiu Nobel d'economía, xunto a Daniel McFadden, nel añu 2000 polos sos trabayos pioneros n'econometría y microeconomía.
Heckman empezó la so carrera nel Colorado College d'Estaos Xuníos. En 1971 recibe'l doctoráu na Universidá de Princeton y trabaya como profesor na Universidá de Columbia enantes de dir a la Universidá de Chicago.
Heckman ye famosu por introducir el conceutu de "sesgu de seleición" na econometría moderna. La llectura foi siempres complexa, pero la idea principal ye abondo simple. Los economistes tomen rutinariamente datos sobre salarios pa calcular les medies. Munchos individuos tán en paru, y tendríen de tener salarios que falten. Enantes de Heckman, los economistes refugaben a cencielles tolos espedientes colos salarios que falta y dempués calcularíen promedios usando les observaciones restantes. Heckman demostró qu'esti procesu puede conducir a un sesgu de seleición porque les observaciones nun tienen salarios que falta al azar. Por casu, individuos más probes d'un grupu suelen tar paraos más de cutiu, asina que los salarios medios pueden ser enforma altos pa esti grupu. Asina, el trabayu de Heckman persuadió a economistes a tratar observaciones más curioso.
Daniel L. McFadden
Daniel McFadden (29 de xunetu de 1937), economista y profesor estaunidense. 
Premiáronlu col Premiu del Bancu de Suecia en Ciencies Económiques en memoria de Alfred Nobel en 2000, compartíu con James Heckman. Anguaño ye profesor d'economía de la Universidá de California, Berkeley.
Nació en Raleigh, Carolina del Norte.
En 1964 ingresó na Universidá de California. En 1977, treslladóse al MIT ("Massachussetts Institute of Technology"), pero volvió a Berkeley en 1991. Dempués del so regresu, McFadden fundó'l ""Econometrics Laboratory"", que se dedica a la computación estadística p'aplicaciones económiques y de la que ye'l direutor.
Identificador d'oxetu dixital
L'identificador d'oxetu dixital, conocíu n'inglés como dixital object identifier y embrivíu DOI, ye un sistema paecíu a los identificadores URI. L'oxetu puede ser cualquier entidá o cosa, física, dixital o abstracta. Una forma común d'emplegar el sistema DOI ye dar a les publicaciones científiques un númberu específicu que cualesquier pue usar p'alcontrar al traviés de la Rede'l citáu artículu. A diferencia del sistema URL, usáu nes páxines web, el sistema DOI nun camuda col pasu del tiempu, anque l'artículu seya reasitiáu nuna direición distinta cuidao que lleva la información incorporada en forma de metadatos.
El sistema de control DOI ellaborólu la Corporación Nacional pa Iniciatives d'Investigación (CNRI), una asociación estaunidense non llucrativa destinada a promover el desenvolvimientu de les teunoloxíes de la información y la comunicación nel campu de la investigación científica.
En Brasil, la Plataforma Lattes nacional de Desenvolvimientu Científicu y Teunolóxicu (CNPq), por casu, usa'l DOI como una forma dixital de la certificación de la producción de lliteratura grabada polos investigadores nos sos C.V. Lattes. Cuando un programa navegador atopa un númberu DOI, utiliza'l prefixu p'atopar la base de datos del editor y asina tener accesu a la información sobre'l llibru o periódicu, que puede incluyir datos de catálogu, crítiques y enllaces. Esti sistema empezó a usase apocayá en Brasil, y ta aplicándose en delles soluciones DRM.
Sistema Integráu d'Información Taxonómica
El Sistema Integráu d'Información Taxonómica, conocíu davezu poles sos iniciales n'inglés ITIS (Integrated Taxonomic Information System), ye una sociedá designada por que seya la fonte que suministre una información fiable y consistente sobre la taxonomía de les especies biolóxiques. 
El ITIS formóse orixinalmente en 1996 como'l Sistema Interaxencies d'Información Taxonómica», un grupu dientro del Gobiernu Federal de los Estaos Xuníos, con implicaciones d'axencies, dende'l Departamentu de Comerciu hasta'l Smithsonian Institution. Anguaño ye un organismu internacional, con axencies participes de los gobiernos canadiense y mexicanu, y collaborando con otres axencies internacionales.
ITIS ayuda a ellaborar una base de datos completa y accesible d'información taxonómica pa caúna de les especies y de los taxones reconocíos, incluyendo tantu'l llugar nel sistema xerárquicu de la clasificación científica , como les referencies a les autoridaes na materia que lu asitiaron na so posición taxonómica. Les sos prioridaes iniciales son nes especies de Norteamérica, pero usa les resultancies de les investigaciones internacionales. La so bas de datos puede pescudase dende la páxina oficial n'Internet de la organización. 
La taxonomía biolóxica nun ye inamovible, y les opiniones sobre'l correutu estatus del taxón a tolos niveles, y sobre la so correuta situación, son constantemente revisaos, como resultaos de nueves investigaciones, y munchos aspeutos de la clasificación permanecen siempres en tela de xuiciu. La bas de datos del ITIS ta puesta al día tanto como ye dable, cuntando coles nueves investigaciones, y l'información que remana ye la más averada pa representar un claru consensu de les opiniones taxonómiques más actualizaes. Esta información nun ye definitiva, y ye probable más fiable pa dellos grupos que para otros. Tien de constrastase con otres fontes qu'heba disponibles, y cola lliteratura científica primaria en tolo posible. 
Catalogue of Life
Catalogue of Life, empezó en xunu de 2001 por Species 2000 y el Sistema Integráu d'Información Taxonómica (ITIS), ta previstu que va ser un catálogu refechu de toles especies conocíes d'organismos na Tierra pal añu 2011. 66 bases de datos taxonómicos con contribuciones de más de 3.000 especialistes de tol mundu ellabórense y revísense tamién nella. El catálogu contién la Llista Añal (la novena edición contién, publicaes 1.160.711 especies) + Dynamic Checklist Llista de verificación dinámica (menos amplia, anovada con más frecuencia, contién más llistaos d'especies rexonales).
BirdLife International
BirdLife International ye una organización internacional dedicada a la proteición de les aves y los sos hábitats. Trátase d'una federación d'asociaciones democrátiques ya independientes que tienen como oxetivu'l caltenimientu y l'estudiu de les aves. Anguaño la rede mundial de BirdLife International cunta con representantes en más de 100 países.
BirdLife International fundóse en 1922 por Gilbert Pearson y Jean Théodore Delacour sol nome de "International Council for Bird" Preservation(ICBP). Trátase d'un grupu de presión que cayó en desusu dempués de la Segunda Guerra Mundial. Volvió a l'actividá en 1983 col nomamientu d'un direutor profesional y camudó el so nome en 1993 pol actual BirdLife International.
Ente los sos Presidentes d'Honor inclúyense la princesa Takamado de Xapón y la reina Noor de Xordania.
Los oxetivos de BirdLife International son:
BirdLife International ye miembru de la Llista Colorada de la UICN y la so autoridá oficial en materia d'aves.
Fuera de Serie
Fuera de Serie foi una xunteta asturiana de rock, pop y post-punk formáu en Xixón en 1983, que formaron parte de la "movida xixonesa" nos años ochenta del sieglu XX ya interpretaben los sos cantares en castellán, sacante'l tema "La ñeve'y el monte", que cantaron n'asturianu. Tuvieron fuertemente influyíos pol post-punk de grupos como The Cure.
Fernando Poo
Fernando Poo foi una colonia y, darréu, provincia española n'África (1959-1968), Rexón Ecuatorial Española conocida como Guinea Española.
Tien una superficie de 2.034 km². y entendía les islles de Fernando Poo (2.017 km²) y Annobón (17 km²). 
En 1959 los territorios españoles del golfu de Guinea adquirieron l'estatus de provincies españoles. Les primeres eleiciones llocales celebráronse esi mesmu añu, y escoyéronse los primeros procuradores guineanos nes Cortes Españoles.
En 1956 los territorios españoles del Golfu de Guinea pasen a ser Provincia española del Golfu de Guinea.
Pola llei 46/59, de 30 de xunetu, la Provincia Española del Golfu de Guinea, conviértese en dos provincies; la Provincia de Fernando Poo y la Provincia de Río Muni.
El 1 de setiembre de 1960 quedó constituyida na ciudá de Santa Isabel de Fernando Poo la Diputación Provincial de Fernando Poo que'l so primer (pero non únicu) gobernador foi Alzina de Bochi.
El 9 d'agostu de 1963 el conseyu de Ministros celebráu so la presidencia de Francisco Franco resuelve conceder autonomía económicu-alministrativa a les provincies españoles del Golfu de Guinea. El 15 d'avientu apruébase'l referéndum en Guinea sobre'l proyectu d'Autonomía pol que'l territoriu pasa a tomar el nome de Guinea Ecuatorial y tres el que, por decretu de 3 de xunetu de 1964 concédese autonomía a les provincies; la so alministración constaba d'un conseyu de Gobiernu, compuestu d'ocho conseyeros y un Presidente, una Asamblea Lexislativa, dos diputaciones Provinciales y dos Gobiernos civiles con una máxima duración de cuatro años. El máximu representante del gobiernu español, Pedro Latorre Alcubierre, qu'enantes yera'l Gobernador xeneral pasó a ser Comisariu Xeneral y foi la postrera alta autoridá colonial en Guinea.
El 3 d'ochobre de 1967 escoyóse procurador nes Cortes Españoles en representación de la Diputación el so presidente Enrique Gori Molubela.
El prefixu de la matrícula de la provincia yera FP, afitáu per aciu la Orde de 20 de xunu de 1961, que foi anulada por Orde de 17 de marzu de 1969.
Enantes el prefixu foi TEG (Territorios Españoles del Golfu de Guinea), afitáu per aciu la orde de 30 de setiembre de 1929, territorios que s'estremaron en dos provincies por Llei de 29 de xunetu de 1959.
Río Muni
Río Muni (Mbini en llingua fang) ye la Rexón Continental de Guinea Ecuatorial. Parte con Gabón y Camerún. La so capital alministrativa alcuéntrase en Bata.
Tien una estensión de 26.017 km² y una población de más de 1.159.468 habitantes aprosimao según el censu de 2013.
Río Muni, cedióla Portugal a España en 1778. Entiende l'antigua colonia española de «Guinea Continental» y les islles de Corisco y les Elobey. Foi provincia española, xunto a Fernando Poo de 1959 a 1963, dempués pasaría a ser parte de la rexón española de Guinea Española, nome que caltuvo hasta la so independencia d'España en 1968.
La composición étnica de Río Muni ye mayoritariamente fang, con otros bantúes na mariña: ndowés. Políticamente ta subdividíu en 4 provincies ecuatoguineanes: Centru Sur, Kié-Ntem, Litoral y Wele-Nzas.
La ciudá más grande ye Bata, pero esisten otres localidaes d'importancia como: Evinayong, Ebebiyín, Cogo, Acurenam, Mongomo, Micomeseng, Sevilla de Niefang, Valladolid de los Bimbiles y Mbini.
El 1 de setiembre de 1960 quedó constituyida na ciudá de Bata la Diputación Provincial de Río Muni que'l so primer presidente foi José Vedú.
Cai de rodaxe
Una pista de rodaxe o cai de rodaxe (del inglés "taxiway") ye parte de la infraestructura del  «llau del aire» (del inglés "airside"), que permite conectar les zones d'hangares y terminal cola pista d'aterrizaxe. Dependiendo del país, la terminoloxía pa referise a los mesmos elementos varia sustancialmente y por eso recibe tantos nomes. De vezu tán pavimientaes con asfaltu o formigón, anque los aeródromos más pequeños y menos importantes utilicen dacuando tritu o yerba.
Nos aeropuertos con muncho tráficu, constrúyese una pista paralela a la pista d'aterrizaxe col envís d'evitar que, tanto los aviones que despeguen como los qu'aterricen, ocupen la pista innecesariamente mentanto tán en tránsitu escontra la terminal dempués d'aterrizar o escontra la cabecera de la pista antes del despegue. Esto ye, que con una cai de rodaxe los aviones dempués d'aterrizar pueden abandonar la pista d'aterrizaxe apenes mengüen la so velocidá y circular escontra la terminal per fora de la pista d'aterrizaxe, dexando qu'otros aviones puedan utilizar la pista nesos momentos. Esto permite aumentar la capacidá (númberu total d'operaciones) que pueden llograse cola pista. P'ameyorar entá más la capacidá de les pistes, suelen construyise delles salíes rápides de la pista (escontra la cai de rodaxe) pa dexar que los aviones salgan de la pista d'aterrizaxe haza la cai de rodaxe a velocidaes más altes. Esto facilita que l'avión desocupe la pista más rápido, faciendo posible qu'otros aterricen nun espaciu más curtiu de tiempu. Si l'aeródromu nun cunta con cai de rodaxe paralela a la pista d'aterrizaxe, ésta última va riquir enanches nes sos cabeceres pa que los aviones puedan dar la vuelta.
Pa les operaciones nocherniegues, les cais de rodaxe ("taxiways") bórdiense xeneralmente con lluces azules, pa estremales de les lluces blanques d'una pista d'aterrizaxe. Los aeropuertos más grandes amiesten dacuando lluces verdes nel centru.
ISSN
El ISSN (International Standard Serial Number, Númberu Internacional Normalizáu de Publicaciones Seriaes) ye un númberu internacional que dexa identificar de manera única una colección, evitando'l trabayu y posibles fallos de trescribir el títulu o la información bibliográfica pertinente. Acútase a les espublizaciones en serie como los diarios y les "publicaciones periódiques." El ISSN dexa normalizar les clasificaciones, nes biblioteques por exemplu. 
En llibros usa'l Númberu Estándar Internacional de Llibru (ISBN, "International Standard Book Number")
El ISSN ta normalizáu pol testu "ISO 3297" (ICS nᵁ 01.140.20).
El ISSN ta constituyíu polos caráuteres "ISSN" siguíos de dos grupos de cuatro cifres separtaos per guiones. La última cifra, asitiada n'octava posición, sirve de clave de control; puede dacuando tomar el valor "X", que representa'l númberu 10.
Contrariamente al ISBN, les cifres del ISSN nun signifiquen nada en sí mesmes. Asígnense secuencialmente, independientemente del país d'orixe, de la llingua, etc. A cada ISSN correspuende-y un títulu-clave asina como una data de principiu d'espublización. La data de final afítase de normal en "9999". El títulu-clave ta formáu pol nome de la espublización y, eventualmente, por un calificativu, frecuentemente'l llugar de publicación.
Asígnase una ponderación a cada posición (de 8 a 2 en sentíu decreciente) y faise la suma de los productos asina llograos. Caltiense'l restu de la división euclídea d'esti númberu por 11. Réstase esti númberu a 11: ye la clave.
Exemplu: ¿Pal númberu ISSN (de 7 cifres) ISSN 0395-203, cuál ye la clave de control?.
Lo que fai un total de 114, que'l so restu de la división euclídea por 11 ye 4. La clave de control ye pos 11 - 4 = 7. El ISSN completu ye: ISSN 0395-2037.
El ISSN-L (del inglés "Linking ISSN") ye un númberu específicu únicu de ISSN qu'arrexunta les distintes ediciones d'una mesma publicación seriada, publicaes en dellos medios o soportes, como en papel, en llinia, CD, etc., caúna d'elles tien asignáu'l so propiu ISSN. El númberu de ISSN-L ye unu de los númberos yá esistentes de ISSN asignáu a la publicación, coincidente col de la versión en papel si la hubiere.
Glosariu Coordinadora ornitolóxica d'Asturies
Llista ellaborada pola Coordinadora Ornitolóxica d'Asturies. Conséñense los nomes comunes de les aves d'Asturies.
Coordinadora Ornitolóxica d'Asturies
La Coordinadora Ornitolóxica d'Asturies ye una asociación independiente que'l so oxetivu ye l'estudiu y la defensa de les aves y los sos hábitats.
Les asociaciones d'ornitólogos nacen n'Asturies nos años setenta. Y ye el grupu "Aythya-A.N.A." el primeru qu'axunta a la gran mayoría de los aficionaos asturianos d'aquel momentu. Foi, arriendes, la primer asociación ornitolóxica asturiana que collaboró en dellos proyectos a nivel nacional (censu d'aves acuátiques invernantes y censu d'aves marines nidificantes, por exemplu).
Tres unos diez años d'esistencia, mentanto los que se ficieron numberosos estudios, el grupu amenorga y déxense de llevar a cabu los proyectos. Na primavera de 1987, un par d'ornitólogos asturianos plantéguense la situación del momentu y deciden intentar arrexuntar nuevamente a los aficionaos. Aprovechóse la celebración del Día Mundial de les Aves (18 al 24 de mayu). Con esti motivu, montáronse meses informatives, diéronse charres y averóse el mundu de les aves a los ciudadanos.
En 1990 dase un pasu importante, l'asociación llegalízase, adopta unos estatutos, constitúi una Xunta Direutiva y regulariza les xuntes periódiques. A partir d'esti momentu, los ornitólogos asturianos dexen de trabayar en solitariu y xunen los sos esfuerzos en favor de les aves y les sos hábitats.
Ente les actividaes que desendolca la COA, les más importantes son:
Ente otros trabayos, la COA, tien ellaborao un glosariu colos nomes comunes n'asturianu de les aves. 
Radioayuda
La radioayuda o radionavegación puede definise como'l conxuntu de señales radioeléctriques, xeneralmente xeneraes n'instalaciones terrestres y recibíes a bordu, que permiten a l'aeronave guiase.
Magar el control de tráficu aereu (ATC) o l'asistencia de les aeronaves en tierra ye importante ya imprescindible, n'igual midida sonlo los sistemes de navegación que s'atopen nos aeropuertos. Estos sistemes electrónicos comúnmente llamaos radioayudes, son sistemes electrónicos nos que'l so funcionamientu consiste n'una emisión constante d'ondes de radio, estes ondes son captaes pol avión que tenga sintonizada la frecuencia d'esa radioayuda, de siguío los sistemes del avión traducen eses ondes en datos que puede ver la tripulación de la cabina. 
Esisten dellos tipos de radioayudes ente les que s'atopen el VOR, el ADF, el TACAN, el ILS, etc. 
El VOR apurre diversa información al pilotu, amosándo-y la posición nun momentu determináu frente a la estación emisora en cuestión, la mayoría de los VOR's incluyen el sistema de midida de distancia denomináu DME. El ADF ye la radioayuda más básica y funciona como una radio de banda AM y namái informa del aldu al que ta la estación emisora. El ILS pela cueta ta diseñáu casi namái pa realizar aterrizaxes de precisión en condiciones atmosfériques adverses, sobremanera con baxa visibilidá. La función principal del ILS ye informar a la tripulación si nel aproximamientu l'avión alcuéntrase na sienda de planéu de la pista, de forma que la toma de tierra sía sele.
Dependiendo de la información tresmitida a l'aeronave, los sistemes de radionavegación pueden estremase en:
Les rutes aérees de VOR (Very High Omnidirectional Range) y de L/MF son sistemes qu'operen n'altitúes baxes, percima de los 1.200 pies sobre la superficie, pero ensin llegar a los 18.000 pies sobre'l nivel del mar.
El sistema VOR utiliza un códigu alfanuméricu con una V siguida d'un númberu (exemplu: V21). Estes rutes aerees úsense solamente cola ayuda de navegación VOR/VORTAC. La navegación con VOR ta llibre de la estática, y puede captase más fácilmente pol receptor.
Instrument Landing System o ILS ye una ayuda d'aproximamientu y aterrizaxe diseñada pa identificar un patrón específicu d'aproximamientu pa una alliniación y baxada exauta de l'aeronave al tocar tierra. Ye'l sistema más utilizáu p'aterrizaxes instrumentales, yá que ufierta:
P'ayudar al pilotu a siguir un aproximamientu por ILS, 2 pequeñes fontes d'alimentación apurren la información de rangu, pa indicar cuántu progresó'l patrón d'aproximamientu de l'aeronave. El patrón de planéu axústase de normal a unos 3º sobre l'horizonte de mou que ésti corta'l marcador mediu (MM) a los 200 pies d'altitú, a cerca de 3500 pies de la cabecera de la pista. El marcador más alloñáu (OM) ta a 5 milles de la cabecera de la pista; nesti puntu'l patrón de planéu ta a 1400 pies d'altitú sobre la cabecera.
Sam Webb
Sam Webb (nacíu'l 16 de xunetu de 1945) ye un políticu comunista estaunidense, que foi secretariu xeneral del Partíu Comunista de los EE.XX. (CPUSA) ente 2000 y 2014. Webb, que mora na ciudá de Nueva York, nació en Maine y graduóse en 1967 pola St. Francis Xavier University, na provincia canadiense de Nueva Escocia. Llogró una Maestría n'Economía pola Universidá de Connecticut.
Les sos posiciones públiques fueron crítiques col actual gobiernu de los Estaos Xuníos, les instituciones y l'estructura de clases, pero relativamente acrítica de los principios del Gobiernu estaunidense, por casu, la democracia y de los controles y equilibrios, lo cual ye coherente coles polítiques actuales del CPUSA. Webb ye un firme defensor del socialismu y la democracia.
Webb lideró al CPUSA cuando se tomó la decisión pa sofitar a dellos candidatos del Partíu Demócrata nes elecciones presidenciales de 2004. Magar el CPUSA, tocantes a los dos principales partíos como capitalistes, considera que la dominación republicana ye peligrosa. Webb argumentó que los trabayadores y la mesma democracia tán en peligru si los republicanos tán nel poder.
El lideralgu de Webb dio llugar a nuevos desenvolvimientos nel pensamientu políticu comunista d'Estaos Xuníos, l'activismu, y l'apertura. Esto inclúi'l desenvolvimientu d'un ampliu alderique sobre'l socialismu y la forma de llegar más fonda xuntu colos alderiques y analises de les cuestiones claves de la democracia. 
Ye l'autor de "Reflections on Socialism", un documentu que reflexa les idees que se presentaron per primer vegada en 2005 el Foru d'Esquierda en Nueva York. Esti documentu, que'l so propósitu ye empecipiar un diálogu nacional sobre'l socialismu ayeri, güei y mañana, señala que'l socialismu ye una vegada más oxetu d'alderique nel movimientu sindical, el movimientu estudiantil, les revistes populares y nos pasiellos del poder en tol mundu.
Webb viaxó a la República Popular China, al Reinu Uníu, a Vietnam y a Cuba, onde s'axuntó con dellos líderes comunistes y socialistes. Tamién representó al CPUSA na xunta mundial de partíos comunistes que tuvo llugar n'Atenes, Grecia, n'avientu de 2011.
Insectívoru
Llámase insectívoru o entomófagu a cualquier organismu depredador d'inseutos.
Magar los inseutos son pequenos el so númberu total ye tan grande que constitúin una parte bien considerable de la biomasa animal en tolos ambientes terrestres. Nos pacionales de Queensland, por casu, de normal el pesu total de les llarves d'escarabayos so la superficie de la tierra ye mayor que'l del ganáu que pastia sobre la superficie. Por consiguiente los insectos constitúin un eslabón de gran importancia na cadena alimentaria y desempeñen un papel fundamental en casi tolos ecosistemes terrestres.
Munchos animales dependen de los insectos como parte fundamental de la so dieta. Tamién hai munchos otros que, magar tienen una dieta más variada y por consiguiente nun son consideraos insectívoros, suplementen la so dieta en forma significativa con proteína animal proveniente de los insectos, especialmente mientres la dómina de la cría.
Sequoia sempervirens
Sequoia sempervirens ye la única especie de Sequoia, un xéneru monotípicu de plantes perteneciente a la familia de les Cupressaceae, subfamilia Sequoioideae. Ye conocida vulgarmente como secuoya colorada o secuoya de California. Ye un árbol perennifolio bien vieyu (ente 2000 y 3000 años) y la conífera más alta qu'esiste, llegando a algamar 115,61 m d'altor (ensin incluyir los raigaños) y 7,9 m de diámetru na so base. Nun hai que confundila con otros dos especies a les que tamién se llamen secuoya o secuoyes, y coles qu'integra la subfamilia Sequoioideae: la secoya xigante ("Sequoiadendron giganteum") qu'algama altores d'hasta 85 m y la metasecoya ("Metasequoia glyptostroboides"), de menor altor (hasta 105 m). El nome pol cual anguaño son internacionalmente apelaes estes coníferes típiques de l'Alta California y del Oregón foi-yos dáu n'homenaxe al xefe cheroqui llamáu Sequoyah, magar cabo conseñar que los cheroqui y la so confederación habitaben nel centru-esti d'América del Norte y nunca nos llugares onde crecen estos árboles.
El tueru ye rectu, cilíndricu, con cañes horizontales llixeramente agazupaes escontra baxo, y tien una corteza bien gruesa, nidia y de un brillosu color pardorrojizo que se va escureciendo espuesta albentestate. Les fueyes son de tamaños variables: ente 15-25 mm, llargues y esplanaes n'árboles nuevos, y biltos a la solombra na zona inferior de la copa de los exemplares vieyos, hasta 5-10 mm de llongura en biltos espuestos a plenu sol na parte cimera de la copa d'árboles más vieyos; ente dambos estremos hai una amplia transición de tamaños. Son de color verde escuru nes partes cimeres y na parte inferior tienen dos bandes con estomas blancu azulaes. La disposición de la fueya ye espiral, anque les más grandes y avisiegues tán xiraes escontra la base pa caltener una posición plana y llograr la máxima lluz posible. Los conos son ovoides, de 15-32 mm de llongura con 15-25 escames dispuestes n'espiral; maurecen ente 8-9 meses dempués de la polinización a finales d'iviernu. #Cada escama d'estos conos contién ente 3 a 7 granes, caúna de 3-4 mm de llargu y 0,5 d'anchu, con dos ales de 1 mm. Estes granes son lliberaes cuando les escames maurecen y ábrense al ensugase.
Economía de Burundi
L'economía de Burundi tien dos característiques que conflúin: primero que ye un país ensin salida al mar y segundu; que ye un país ensin recursos económicos destacaos; y aparte que cunta con un sector manufacturero pocu desenvueltu, amás de un notable atrasu; daes les condiciones posteriores a la guerra civil qu'encaró dende 1993 y 2005.
Dende la colonización francesa, la economía caracterizóse por ser principalmente agrícola, enfocada cásique puramente al café; y con más del 90% de la población dependiendo de l'agricultura de subsistencia, y de la mesma con bien pocos productos d'esportación. La crecedera económica depende de les esportaciones de café y té verde que representen más del 90% del valor de les esportaciones. La posibilidá de pagar les importaciones dependen de los ingresos llograos pola vienta del café y el té. Los tutsi, que son un 14 % de la población apoderen el comerciu del café frente a la mayoría hutu un 85% de la población, que subsiste gracies a l'agricultura minoritaria.
Dende ochobre de 1993 sáldase una guerra civil por motivos étnicos con cerca de 2'200.000 muertos, 450.000 refuxaos en Tanzania y 150.000 movíos internos.
Economía de Xibuti
La economía de Xibuti ta basada principalmente en servicios rellacionaos cola llocalización estratéxica del país y la so condición de zona de llibre comerciu nel nordés africanu. Dos tercios de los sos habitantes habiten la ciudá capital, col terciu restante compuestu principalmente por pastores nómades. L'amenorgada precipitación llinda la producción de productos agrícoles, polo que la mayoría de los alimentos tienen de ser importaos. Hai bien pocos recursos naturales, y una ausencia casi total de la industria. Xibuti ye por tanto, altamente dependiente n'ayuda internacional pa sostener la so balanza de pagos y financiar proyectos de desenvolvimientu.
Xibuti ye sede de la mayor base militar francesa fuera de Francia (unes 4000 persones). L'ayuda económica añal que recibe de Francia representa un 40% del presupuestu nacional. Xibuti ye considerada una zona de llibre comerciu nel nordeste d'África y un importante centru rexonal de suministru de petroleu. El sector loxísticu ye unu de los más importantes de la economía.
Xibuti aprove servicios como puertu pa tránsitu rexonal y centru internacional de tresbordu y recarga de combustibles. La inestabilidá rexonal provocada polos conflictos ente Etiopía y Eritrea alterió, sicasí, les canales de comerciu normales.
Banda de Gaitas El Trasno
La Banda de Gaitas El Trasno ta asitiada nel conceyu de Cuaña. Naz nel añu 1999 na escuela de Música Tradicional del Conceyu. Ta conformada por una ventena de componentes, estremaos nes dos secciones característiques de les bandes de gaites: gaita (en Do) y percusión (caxa, timbal y bombu). Los integrantes d’El Trasno son alumnos de los hermanos José Manuel y Javier Tejedor, músicu que ye'l director de la formación cuañesa. A lo llargo d'estos años de trayectoria foron munches les actuaciones de la banda; non solo pela zona occidental asturiana, onde centren l'actividá más local, sinón tamién per tol territoriu asturianu, amás de participar en festivales n'otros sitios d'España y Europa, como Alemaña, Francia o Portugal. Tamién collaboraron en dalguna grabación discográfica y en conciertos de grupos de música folk y rock.
= Axeitín =
Tres 15 años d'actividá, nel añu 2013 deciden empezar la grabación del so primer discu, "Axeitín", que sal a la venta a finales del mes d'avientu del 2013. La palabra "axeitín" ye una palabra en gallego-asturianu escoyida pola banda pol so significáu: con suavidá, moviéndose despacio, términos qu'encaxen perfectamente col percorríu y evolución de la banda, que publica esti discu como resultáu de la cristalización d'un trabayu llargu de munchos años.
Ta producíu por Javier Tejedor y, pa la so grabación nos estudios TUTU de Corvera, la Banda de Gaitas El Trasno quixo acompañase de músicos asturianos de primer nivel, como Rubén Bada (bouzuki y violín), José Manuel Tejedor (gaita), Israel Sanchez (batería), Juanjo Díaz (percusión), Rubén Álvarez (guitarra), Sergio Rodríguez (baxu) o Kike Dembinsky (voz).
"Axeitín" compónse de 11 temes más un bonus track. Ente ellos hai pieces tradicionales asturianes, composiciones nueves, toes elles de Javier Tejedor, y melodíes d'otros llugares como Bretaña o Irlanda. Dientro del discu destaquen dos cantares acompañaos de voz: "La Capitana", tema del músicu y escritor xixonés Carlos Rubiera y "Volviche", tema compuestu por Javier Tejedor con lletra en gallego-asturianu del poeta tapiegu Xosé Miguel Suárez Fernández.
Esti álbum, representáu por "Volviche", ganó en marzu del 2014 el premiu AMAS al Meyor Cantar Folky el Premiu al Meyor Cantar, entamáu pola Conseyería d'Educación, Cultura y Deporte del Principáu d'Asturies. 
Col Premiu al Meyor Cantar, la banda fixo nel 2014 una xira de conciertos per Asturies, acompañaos polos músicos habituales, onde pasaron per escenarios como'l Centru Niemeyer d'Avilés, el Teatru Filarmónica d'Uviéu o'l Festival Intercéltico d'Occidente de Tapia, amás de tocar en Candás nos actos institucionales del Día d’Asturies.
Depués d'esti premiu, la banda representó a Asturies nel Festival Liet international de Llingües Minoritaries na ciudá alemana d'Oldemburgu'l 12 d'avientu del 2014, onde interpretó'l tema "Volviche".
= Festival Intercélticu de Lorient 2015 =
N'agostu del 2015, forma parte de la delegación asturiana nel Festival Intercélticu de Lorient (Francia), participando en desfiles y conciertos, ente ellos ún nel Espace Marine, acompañaos de la voz de Silvia Quesada. El día 15 d'agostu gana ante dellos rivales de Bretaña, Irlanda y Escocia'l Troféu Internacional Guiness de Percusión, celebráu dientro de les actividaes del festival. La sección de percusión de la banda interpretó una versión nueva del so "Solo number five", con tres caxes, dos timbales, un bombu, un tambor tradicional, trés panderetes, una "txalaparta" y unos tubos a manera d'acompañamientu melódicu.
= Premios =
Economía de Camerún
Camerún tien una de les meyores economíes esportadores de commodities del Africa subsaḥariana, gracies a les sos modestes reserves de petroleu y condiciones favorables a l'agricultura. Entá asina, el país enfrenta considerables problemes, tales como una baxa renta per cápita, una distribución de la renta relativamente mala, corrupción reinal y un clima pa negocios xeneralmente pocu favorable.
Francia ye'l principal sociu económicu de Camerún y l'orixe de la mayoría de la inversión privada y l'ayuda esterior. El país tamién tien roblaos alcuerdos billaterales con Estaos Xuníos, que concentra la mayor parte de les sos inversiones nel sector petrolíferu. Camerún tien como meta convertise nuna potencia emerxente en 2035.
Dende la so independencia y mientres casi un sieglu, Camerún foi una de les naciones más prósperes d'África. Pero la cayida de les sos principales esportaciones -petroleu, cacáu, café y algodón- a mediaos de la década de 1980, sumada a una gran devaluación de la moneda y una mala xestión económica, condució a una década de recesión. El PIB per cápita menguó en más d'un 60% en 8 años (1986 - 1994).
El déficit por cuenta corriente creció y la delda esterna multiplicóse. Sicasí, por cuenta de les sos grandes reserves petroleres, minerales y a la so agricultura, Camerún sigue siendo una de los países más dotaos económicamente del África subsaḥariana.
Les razones de les devaluaciones y la cayida de les esportaciones fueron que'l gobiernu empezó nuna serie de programes de reforma económica "sofitaos" pol Bancu Mundial y el Fondu Monetariu Internacional (FMI) a partir de finales de 1980. Munches d'estes midíes tuvieron un efectu bien "doliosu"; el gobiernu amenorgó, ente otros, los salarios na alministración pública nun 65% en 1993. A pesar d'ello, el gobiernu nun cumplió coles condiciones de los primeros cuatro programes del FMI.
Mario Beccaria
Mario Beccaria (1920-2003) foi un políticu italianu.
Alcalde de Sant'Angelo Lodigiano de 1960 e 1964.
Beccaria tamién ocupó cargos y puestos de responsabilidá dientro de la Cámara de diputaos Italiana como miembru de la DC: 1968-1972 y 1972 a 1976; y Secretariu de la IX Commisión (trabayos públicos).
Dedicóse-y una cai en Sant'Angelo Lodigiano.;
La foceta d'oru
La foceta d'oru (La serpe d'or nel orixinal francés) ye l'álbum segundu de la serie d'Astérix el Galu, espublizáu orixinalmente en 1962. Nesti álbum principien les aventures pel mundu d'esti personaxe. Ye'l primer episodiu que trescurre fuera de la redolada de l'aldea.
La versión n'asturianu asoleyó'l 22 d'ochobre de 2014, cola traducción de María Xosé Rodríguez López, de manes de la Editorial Salvat.
Al druida Panorámix ruémpe-y la foceta d'oru qu'emplega pa recoyer l'arfueyu, que namás tien poderes máxicos si se corta con una foceta d'esa mena. Dientro poco, Panorámix va tener qu'asistir al aconceyamientu añal de druides galos que se celebra na Viesca de los Carnutosy nun va poder facelo ensin una foceta d'oru. Fabríquenles en Lutecia, asina qu'Astérix y Obélix van viaxar a esa ciudá pa consiguir úna.
Ye'l primer episodiu onde Obélix actúa como claru coprotagonista de la serie, porque nel álbum anterior namás yera un personaxe más bien de calter secundariu (el coprotagonista yera Panorámix). Dende esti álbum, y tovía na actualidá, Obélix ye'l coprotagonista permanente, mentes que Panorámix va convertise nun coprotagonista ocasional de dellos álbumes.
Nesti episodiu preséntense personaxes como Amérix (primu d'Obélix, y fabricante de focetes), Garnesix (amu d'un establecimientu de bébores, y ún de los dirixentes de la banda de traficantes de focetes de la historia, siempre vistíu con xoyes y vistíos caros), el taberneru (de nome desconocíu, propietariu d'una tabierna, que se convierte en testigu inoportunu de les maquinaciones de los traficantes de focetes), Llentéyix (sicariu, miembru de los traficantes) y la Gran Cabeza de los traficantes de focetes (que se descubre a la fin de la historia). El gobernador romanu, Gracus Perastutus, toma les faiciones del actor británicu Charles Laughton.
Como curiosidá, na páxina 36 del llibru, el formatu de les viñetes camuda, pasando al formatu "strip". Según esplica Uderzo nel llibru ""Le livre de Astérix le gaulois"", "enquivoquéme cola midida de les fueyes y siguí n'otru formatu hasta'l final de la historia". Dada la sobrecarga de trabayu que teníen entós, nun se modificó.
Batman
Batman ye un personaxe de ficción creáu polos estaunidenses Bob Kane y Bill Finger que ye propiedá, lo mesmo que Superman, de la editorial DC Comics. Apaeció por primera vez nel númberu 27 de la revista Detective Comics en mayu de 1939.
Al aviesu qu'otros superhéroes, Batman nun tien superpoder nengunu y recibe ayuda de dellos aliaos ente los que destaquen Robin, Batgirl o'l so mayordomu Alfred Pennyworth. Los sos enemigos son el Joker, supervillanu eternamente enemistáu con Batman, y Catwoman, que tien una rellación más ambigua col superhéroe.
La identidá secreta de Batman ye Bruce Wayne (Bruno Díaz, en dellos países de falahispana), un empresariu multimillonariu y filántropu de Gotham City. Depués de ser testigu del asesinatu de los padres cuando yera neñu, xura vengase y combatir la delincuencia pa lo que se somete a un rigurosu entrenamientu físicu y mental. Adopta'l diseñu d'un esperteyu pa la so vestimenta, los sos preseos de combate y los sos vehículos. 
Garfield
Garfield ye'l nome de la historieta creada por Jim Davis, que tien como protagonistes al gatu Garfield, al non mui espabiláu perru Odie, y al so dueñu, l'ineptu Jon Arbuckle ("Jon Bonachón" nel doblaxe llatinoamericanu). El protagonista llámase asina pol güelu de Davis, James Garfield Davis, que bautizáronlu con esi nome n'honor al presidente estaunidense James A. Garfield.
Francis Ford Coppola
Francis Ford Coppola (Detroit, 7 d'abril de 1939) ye un guionista, productor y direutor de cine d'Estaos Xuníos, seis veces ganador del premiu Óscar. 
Fíu del compositor y director de orquesta Carmine Coppola y l'actriz Italia Pennino Coppola, ingresó na Universidá Hofstra pa estudiar Artes Dramátiques, y años más sero titulóse n'Artes Teatrales na UCLA. La so carrera entamó en 1963 cola dirección de "Dementia 13", de la que tamién fizó'l guion. Dende eso dirixó más d'una ventena de películes, de les que delles fueron aclamaes pola crítica cinematográfica, ente les que destaquen producciones como "La conversación" (1974), la bélica "Apocalypse Now" (1979) o l'adaptación al cine de la novela de Bram Stoker "Drácula" (1992). Ensin embargo les sos obres más reconocíes y ovacionaes son "The Godfather" y "The Godfather Part II", dambes adaptaciones del superventes homónimu del novelista italoamericanu Mario Puzo, la primera ye unu de los filmes más reconocíos y aponderaos de tolos tiempos, que lu fizo acreedor a dos nuevos premios de l'Academia pola Meyor Película y el Meyor Guion Adaptáu (que compartió con Puzo por co-escribilu), mientres que la segunda ye la secuela más apreciada na cinematografía estaunidense (la única secuela en ganar un Óscar), cola que recibió un premio de la Academia al Meyor Director. 
Ta consideráu unu de los más grandes directores de la segunda mitá del sieglu XX y unu de los más grandes de tolos tiempos, siendo "The Godfather" recurrentemente elexida n'encuestes como una de les meyores películes de la historia, y "Apocalypse Now" una de les más grandes películes de cultu nel sistema de producción de Hollywood. 
Dende los sos entamos Coppola desarrolló d'igual forma la so carrera como productor, destacando los dos primeros filmes del so amigu George Lucas, "THX-1138" y "American Graffiti", y otres como "Kagemusha", "Kinsey" o "Sleepy Hollow".
Fuera de les lluces del séptimu arte tien actividá como viticultor, hoteleru y publicista. Ye padre del director de películes y videos musicales Roman Coppola y de l'actriz, directora, productora y guionista ganadora del Óscar Sofia Coppola, asina como tíu del actor Nicholas Kim Coppola, conocíu como Nicolas Cage, hermanu de l'actriz Talia Shire y güelu de la directora Gia Coppola.
Nació en Detroit, Míchigan como Francis Coppola (El segundu nome, Ford, púsolu n'homenaxe al director norteamericanu John Ford). Fíu de Carmine Coppola (italo-americanu, director d'orquesta y flautista), y d'Italia Coppola, (actriz que trabayó ena so mocedá n'[Italia]]). Ye hermanu de Talia Shire Coppola, padre de Sofia Coppola y tíu de Nicolas Cage. A los nueve años cayó gravemente enfermu por mor de la poliomielitis, que lu tuvo encamáu cerca d'un añu n'estáu cuasi paralíticu. A lo llargo d'esi tiempu la so única distracción fueron les marionetes y les películes familiares en «Súper 8».
En 1957, decidíu a convertise n'artista, ingresó na Universidá Hofstra con 18 años d'edá y inscribióse na carrera d'Artes Dramátiques, onde llamó l'atención por un montaxe que fizo d' "Un tranvía llamáu Deséu" ("A Streetcar Named Desire", de Tennesse Williams). Allí conoció a varios collaboradores, ente ellos Ronald Colby y Robert Spiotta, que lu ayudaríen na producción d' "The Godfather", y tamién a los actores James Caan y Lainie Kazan, colos qu'entamaría amistaes duraderes. En 1960 algamó'l títulu d'Artes Teatrales y esi mesmu añu graduóse na UCLA, cuyu plan d'estudios nun-y prestó, pero facilitó-y los sos primeros contactos na industria na que pensó facer fortuna y gloria.
Nos entamos de la década de los sesenta entamó a facer películes, aunque lo primero que fizo son "nudies" (películes erótiques) de baxu presupuestu, pero esto nun-y importó. Nesta dómina completó los filmes "Tonight for Sure" y "The Bellboy and the Playgirls", mediometraxes con desnudos y nos que demostró escasu interés. En 1962 conoció a Roger Corman, que vio en Coppola a un rapaz talentosu con potencial pa ser instruyíu nel mediu cinematográficu, y darréu entamaron una relación profesional na qu'él se convirtió prácticamente nel so asistente personal.
La so primera película acreditada foi "Dementia 13", un llargumetraxe de terror de baxu presupuestu fechu pa Corman en 1963 y rodáu nel trescursu de nueve díes n'Irlanda. Pero esi mesmu añu yá participara na realización, ensin apaecer nos créditos, d'otru filme pal mesmu director y productor, denomináu "The Terror". Sábese que Coppola montaba y collaboraba en munchos filmes del so mentor Corman cuando estudiaba na universidá. Non obstante, a Corman nun-y prestó el resultáu final de la película y contrató a otru equipu dirixíu por Jack Hill pa que afechase'l rodaxe, rompiendo definitivamente la so relación con Coppola.
Nun foi hasta 1966 cuando Coppola dirixiría'l so primer títulu destacable, "You're a Big Boy Now", ente otres coses porque por primera vez incluyía nél temas y inquietudes que-y yeren propios, tales como la búsqueda de independáu como'l so proyectu de fin de carrera, algamó por él matrícula d'honor. Parcialmente autobiográficu, de ruín presupuestu, angualño ye un filme mui desconocíu y pendiente de revisión pol gran públicu.
Egagrópila
Les egagrópiles (conocíes en cetrería tamién como "plumada", "pelota" o "egregófito", por influx del idioma portugués) son boles formaes por restos d'alimentos ensin dixerir que regolden munches aves. 
Entiéndise por "regoldaar" al actu d'espulsar pela boca, ensin l'esfuerzu nin los sacudiones de la emesis, dellos conteníos sólidos o líquidos del tubu dixestivu. El conteníu de cada egagrópila asina espulsada depende de la dieta de l'ave, pero de normal contienen güesos, piel, pelambre, exoesqueletos d'insectos, materia vexetal indixerible por escesu de celulosa, plumes, uñes y dientes, que les aves nun pueden dixerir. Son bien útiles n'ornitoloxía pa saber el tipu d'alimentación qu'estes lleven y n'ecoloxía pa conocer les relaciones de predación. Suelen ser bien normales ente búhos, curuxes, utres y otres rapiegues.
Polo xeneral, les egagrópiles difieren ente especies y estes pueden de cutiu discernise pola observación del material regoldao. Por casu, les de la curuxa (Tyto alba) son arredondiaes, escures y tienen un ciertu rellumu na superficie, ente que les del gárabu (Strix aluco) son menos compactes y más abuxaes.
El nome provién del llatín científicu "aegagropila", acuñáu a partir del griegu antiguu αἴγαγρος ("aígagros"), "cabra montesa" (denomada tamién "montesa"), y pila, "pelota", términu esti quiciabes venceyáu al llatín "pilus" -"pelo"- "pola" referencia a una regurxitación superficialmente similar qu'asocede nel ganáu. N'efectu, esa regoldación pecuaria inclúi a los vulgarmente llamaos ""empaches de güe"" y la caprina piedra bezoar, esta un famosísimo ingrediente de la farmacopea antigua y medieval usáu como contraveneno (dacuando eficaz contra l'arsénicu) y dacuando tan bellu que-y la consideraba piedra semipreciosa. Eses mases regoldaes, que coles mesmes se ven n'humanos qu'inxeren el so pelo (tricofaxia), difieren de les egagrópilas aviares en qu'aquelles tán constituyíes per pelo inxeríu al llambese los semovientes a sigo mesmos y mutuamente, pelo tremáu con réfugos vexetales y dacuando tierra o caliares del suelu; y en que tales mases "tienen un golor sele arumoso, y cuando se les toca cola llingua producen cierta astricción".
Les egagrópiles fórmense dientro de les primeres seis a diez hores (dacuando, namái dos) d'una comida, nel estómagu muscular o vinizuela de l'ave, dacuando con participación volumétrica (esto ye, apurriendo volume contenedor) del estómagu glandular o proventrículo y buche blandos, de función ensalivante y constitutiva del bolu alimenticiu antes del so pasu escontra la monizuela; dambos tán asitiaos, nel tubu dixestivu, darréu alantre d'esta postrera. L'actu de regoldar ye impulsáu por contracción de la musculatura de la vinizuela. La formación y regurxitación de les egagrópilas dexa al páxaru remover material indigerible qu'en casu contrariu obliteraría (taparía) el so estómagu glandular o proventriculo. N'aves de presa, el regolde de les egagrópilas contribúi a caltener la bona salú de l'ave tamién otra manera, baqueteando o "fregando" les partes iniciales del tractu dixestivu, incluyendo les fauces, de que les sos superficies mucoses desanicien asina cíclicamente colonies bacterianes.
Nes especies de ferres y curuxes, les egagrópiles son grises o castañal clara, variando en forma dende esferoides a oblongas o infundibuliformes (esto ye, son más o menos redondes, o bien ovoides, o bien paecen un conu o embudu). N'aves mayores tienen trés a seis centímetros na so exa mayor, y n'aves canoras, daqué más d'un centímetru. Munches otres especies producen egagrópilas, incluyendo ente elles a los somorguyos, garces, mabees, gaviluetes, gaviotines, martines pescadores, cuervos, cascanueces, cinclos, paniegues, golondrines, y la mayor parte de les aves llimícoles.
En cetrería, cuando un ferre regolda les plumaes redondes, grises o marrones o blanques (de cutiu tomen esi color por picar y tragar l'algodón emplegáu nes protección de les sos garres), ensin fedor, y non bien húmedes, el ferre ta sanu; si preséntense otra manerasobremanera negres, verdoses, baboses o por esi estilu, ello ye patognomónico d'infección o enfermedá dixestiva.
Supon un elementu importante pal estudiu de les aves que les xeneren, yá que dexa conocer tantu les sos radios de caza como l'alimentación que siguen, lo mesmo que de les poblaciones de los micromamíferos y reptiles qu'habiten en diches zones. Ye común atopales sobre'l suelu nes zones onde añeren. Los ornitólogos pañen les egagrópiles de les especies a lo llargo del tiempu, p'analizar la variación estacional o eventual nes sos inxestes.
Gran ventaya qu'aprove la colección de egagrópilas ye que dexa determinar les dietes ensin necesidá de matar y autopsiar a les aves. Atopar en distintos allugamientos, según les especies. Polo xeneral, los sitios de percha y anidamiento son llugares apropiaos pa buscales: pa la mayoría de les especies de ferres, ñacurutúes y curuxes, so les coníferes; pa les curuxes, nes bases de les fondalaes o n'cuadres y silos; pa otres especies de curuxes, nos sos posederos o en campos abiertos o pacionales.
Los ornitólogos, al esaminar les egagrópiles, toparon dientro d'elles componentes abondo imprevisibles, inclusive los tubos anulares que se-yos asitia nuna pata a aves tales como los palombos mensaxeros y fueren asitiaos, indicando llugar y fecha, tiempo antes a páxaros depués consumíos por un ave de presa. Nos Estaos Xuníos, el conteníu de les egagrópilas de tecolotes amosó argolles puestes en herrerillos bicolores, carboneros cabecinegros y xilgueros mariellos o canarios selvaxes, inxeríos polos tecolotes. En 1966, en Oregón hallóse una egagrópila d'águila real que contenía l'argolla puesta nun coríu xiblón cuatro meses antes a 1600 kilómetros (994,1939072 el mio), nuna localidá al sur de California.
L'ornitólogu húngaru Egon Schmidt (nacíu en 1931) dedicó llargos años a producir un eruditu volume (fonte: Wikipedia n'húngaru, artículos "") y "") tratando de sintetizar les conocencies pa la identificación de les egagrópilas. Un sitiu de rede en francés esplica pedagóxicamente la preparación pal so estudiu y caltenimientu.
Los restos de micromamíferos pueden estrayese pa la so determinación:
Suélense utilizar especialmente, pa determinar con mayor certidume a qué especie correspuenden los güesos o fragmentos óseos vos incluyíos na plumada, los quexales inferiores y tamién los cranios o fragmentos d'estos. Por casu, la llira ye l'únicu royedor de la Península Ibérica que la so quexal lluz na apófisis angular un furu natural, que lo torna inconfundible nes identificaciones de restos provenientes de egagrópilas.
Truena
La truena ye un fenómenu carauterizáu pola coesistencia próxima de dos o más mases d'aire de distintes temperatures. Esti contraste acomuñáu a los efectos físicos implicaos desagua nuna inestabilidá caracterizada por agües, vientos, rescamplos, truenos, rayos y dacuando granizos ente otros fenómenos meteorolóxicos.
Anque científicamente defínese como truena a aquella nube capaz de producir un truenu oyible, tamién se denominen nubes polo xeneral a los fenómenos atmosféricos violentos que, na superficie de la tierra tán acomuñaos a agua, xelu, xarazo, electricidá, nieve o vientos fuertes -que pueden tresportar partícules en suspensión como la nube de sable o inclusive pequenos oxetos o seres vivos.
Les nubes créanse cuando un centru de baxa presión rdesendólcase con un sistema d'alta presión que lo arrodia. Esta amesta de fuerces opuestes puede crear airones y resultar na formación de nubes de truena, como'l cumulonimbus. 
El contraste térmicu y otres propiedaes de les mases d'aire húmedo dan orixe al desenvolvimientu de fuertes movimientos ascendentes y descendentes (conveición) produciendo una serie d'efectos característicos, como fuertes agües y vientos na superficie ya intenses descargues llétriques. Esta actividá eléctrica asoleya cuando s'algama la tensión de rotura del aire, momentu nel que se xenera'l rayu que da orixe a los fenómenos carauterísticos de rescamplíu y truenu. L'apaición de rescamplos depende de factores tales como'l grau d'ionización atmosférico, amás del tipu y la concentración de la precipitación. 
Por riegla xeneral una célula convectiva de nube tien una estensión horizontal d'unos diez kilómetros cuadraos. Sicasí, frecuentemente prodúcense simultánea o casi simultáneamente delles célules convectivas que desencadenen fuertes precipitaciones mientres un periodu de tiempu más llargu. N'ocasiones, cuando les condiciones del vientu son afeches, una nube puede evolucionar hasta l'estáu de supercélula aniciando series de corrientes ascendentes y descendentes y abondosa precipitación mientres delles hores.
Les truenes pueden contener vórtices d'aire, esto ye, vientu xirando en redol a un centru (como los furacanes). Les nubes que contienen estos vórtices (supercélulas) son bien intenses y como característica ye probable que puedan producir trombas marines y tornaos, suelen aniciase en zones bien zarraes, onde'l vientu nun tien abondu escape.
Una truena tropical fai referencia a una nube de mayores dimensiones en llatitúes subtropicales alternando rexones ascendentes y descendentes y capaz d'evolucionar potencialmente hasta l'estáu de furacán.
Truenes llétriques
Edward Albert
Edward Albert (20 de febreru de 1951 – 22 de setiembre de 2006) foi un actor televisivo y cinematográfico estaunidense.
El so verdaderu nome yera Edward Laurence Heimberger y nació en Los Angeles, California. Los sos padres yeren l'actor Eddie Albert y l'actriz y baillarina mexicana Margo Albert. El so padrín foi l'amigu de la familia y lleenda cinematográfica Laurence Olivier, n'honor del cual recibió Albert el so segundu nome.
Edward Albert foi tamién conocíu polos nomes de Edward Laurence Albert y dacuando, Eddie Albert Jr.
Albert debutó nel cine nel inusual y excéntrico drama de 1965 "The Fool Killer". Nel filme actuaba como un güérfanu fuxitivu que viaxaba con un veteranu de la Guerra de Secesión, papel interpretáu por Anthony Perkins. Ye sobremanera recordáu pol so papel d'un home ciegu na película de 1972 "Les caparines son llibres", xuntu a Goldie Hawn. Con esti trabayu consiguió un Globu d'Oru a la estrella masculina más prometedora.
Al añu siguiente actuó con Liv Ullmann na adaptación pal cine de la obra "Forty Carats (Cuarenta quilates)". Albert tamién interpretó a un pilotu estaunidense, fíu d'un capitán de l'Armada (Charlton Heston), nel filme "Midway".
Tamién consiguió fama pol so papel periódicu de Elliot Burch, millonariu de Nueva York namoráu de la heroína Catherine Chandler (interpretada por Linda Hamilton) na serie televisiva de la década de 1980 "Beauty and the Beast". Foi conocíu del públicu infantil por interpretar a Mr. Collins, padre de Wesley Collins, la Red Ranger de "". Asina mesmu, Albert dio voz al superhéroe ciegu Daredevil en dos episodios de "Spider-Man" nos años noventa.
En 1982 interpretó un papel protagónico na cinta d'horror "The House where Evil Dwells" xuntu a Susan George y Doug McClure.
Nel filme "Guarding Tess (Tess y el so guardaespaldas)" (1994), foi'l fíu de la secuestrada antigua Primer Dama Tess Carlisle (Shirley MacLaine), producción na que trabayaba Nicolas Cage.
Albert foi un fotógrafu espertu, amás de músicu. Casóse cola actriz Katherine Woodville en 1978, y tuvieron una fía, Tai Carmen, que ye cantante y compositora de la banda de rock Sugar in Wartime.
Nos sos últimos años, Albert dedicó Bona parte del so tiempu a moliciones medioambientales y humanitaries. Asina, trabayó na California Coastal Commission y na Native American Heritage Comission del mesmu estáu. Vivió nun ranchu nos montes cercanos a Malibu y como residente de la área, dedicó parte del so tiempu a la preservación de los montes y cañones qu'inda nun fueren urbanizaos.
Edward Albert finó por causa de un cáncer de pulmón en 2006 na so casa en Malibu. El so muerte produció un añu dempués de la del so padre. A pesar de la so dolencia, curiara del so padre, afectáu por una enfermedá d'Alzheimer, hasta'l momentu del so fallecimientu a los 99 años d'edá en 2005.
Richard Alfieri
Richard Alfieri (9 d'abril de 1952) ye un novelista, dramaturgu, guionista y actor estaunidense. Formar en Nueva York con Sanford Meisner. Collaboró estrechamente col direutor de cine Arthur Allan Seidelman, quien llevó a la pantalla dellos guiones de Alfieri, dellos basaos nes sos propies obres teatrales.
Chad Allen
Chad Allen (Lazzari) ye un actor y direutor estaunidense que nacíu'l 5 de xunu de 1974, en Cerritos, California, EE. XX.
Magar que trabayó nel cine dende pequeñu ye más conocíu por haber interpretáu al personaxe de Matthew Cooper na serie americana La Doctora Quinn, dende 1993 hasta 1998. El so papel favoritu, sicasí, foi nel programa "Cutter to Houston" en que recibio respiracion de boca a boca del actor Alec Baldwin.
Dempués de l'apaición en 1996 nuna revista d'una serie de fotografíes nes que se-y vía besando a otru home, Chad Allen fixo pública la so homosexualidá. Dempués d'esti fechu convirtióse nun activista de la causa LGTB, interpretando casi siempres a personaxes gais nes sos películes o n'obres de teatru.
Steve Allen
Steve Allen, de nacencia Stephen Valentine Patrick William Allen (26 d'avientu de 1921, Nueva York - 30 d'ochobre de 2000, Los Angeles) foi un animador y compositor de lletres d'Estaos Xuníos.
Debutó como comediante na radio mientres los años 1940, enantes de pasase a la televisión nel horariu nocherniegu, onde creó y presentó The Tonight Show (1953–1957) y The Steve Allen Show (1957–1960). Foi anfitrión d'otros tantos programes televisivos como Meeting of Minds, que dirixió dende 1977 hasta 1981.
Compunxo más de 3.000 cantares como "Picnic" y "Impossible", apaeciendo tamién en películes como "The Benny Goodman Story" de 1956 y La pareya chiflada de 1975. 
Finó d'un infartu al corazón.
Marshall Allman
Marshall Scott Allman ye un actor d'Estaos Xuníos nacíu'l 5 d'abril de 1984 en Austin, Texas. Trabayó na serie de FOX, "Prison Break". interpretando a L. J. Burrows y Tommy Mickens na serie de HBO True Blood.
Marshall nació en Austin, Texas, fíu de James Martin Allman Jr. y Idanell Brown. Dende pequeñu amosábase interesáu nel fútbol y nel arte. Cuando llegó'l momentu de decidir qué carrera estudiar, él decidió estudiar actuación, anque podría haber escoyíu ser futbolista.
Marshall realizó apaiciones nes series "Boston Public" fiscal chase, "Without a Trace", "Phil of the Future", "Malcolm in the middle", "The Practice" y "Close To Home". Amás tuvo nes películes "Little Black Book", "Dishdogz", "Shallow Ground" y "Hostage" y nel curtiu "Starcrossed".
Marshall tien dos fíos ximielgos y ta casáu con Jamie Anne Allman dende xunu del 2006, casóse en Austin, Texas.
Bruce Altman
Bruce Altman ye un actor norteamericanu nacíu'l 3 de xunetu de 1955 en The Bronx, Nueva York; graduáu de la "Escuela Yale de Drama" en 1990. Debutó en cine cola película Regarding Henry, con Harrison Ford y trabayó en delles películes.
Don Alvarado
Don Alvarado (4 de payares de 1904 – 31 de marzu de 1967) foi un actor, ayudante de dirección y direutor d'escena de nacionalidá estauxunidense.
El so verdaderu nome yera José Paige, y nació en Albuquerque, Nuevu México. En 1922 treslladóse a Los Angeles, California, a la busca de trabayu na industria del cine mudu. Ellí fixo amistá con otru actor d'orixe mexicanu, Luis Antonio Dámaso d'Alonso, más palantre conocíu como Gilbert Roland. 
Los mozos actores compartieron vivienda mientres un tiempu, pero Alvarado llueu se namoró de Ann Llexar (1908–1990), de dieciséis años y fía d'inmigrantes xudíos rusos, cola que se casó en 1924. Esi mesmu añu tuvieron una fía, la futura actriz Joy Page. Sicasí, Jack Warner convenció a Llexar por que consiguiera un rápidu divorciu de Alvarado en Méxicu n'agostu de 1932. Ella foi con Warner escontra setiembre de 1933, casándose con él en 1936. En 1932, Alvarado tuvo una curtia relación sentimental cola estrella de la comedia musical Marilyn Miller, pero la pareya nun llegó a casase.
Alvarado consiguió'l so primer papel ensin acreditar nel cine mudu en 1924 y, col estudiu aprovechando'l so aspeutu de "Latin Lover", rápido llogró papeles secundarios y, pocu más palantre, primeros papeles. La llegada del cine sonoru dio términu a les sos actuaciones protagonistes, pero siguió trabayando de manera regular, usualmente escoyíu como actor de calter pa interpretar personaxes hispanos de repartu, tal que fixo nel filme de 1929 basáu na novela de Thornton Wilder "The Bridge of San Luis Rei". 
En 1939, utilizando nos creitos el nome de "Don Page", empezó a trabayar como ayudante de dirección pa Warner Bros., y pocos años más tarde como direutor d'escena. Nestes actividaes formó parte del equipu que produció un bon númberu de filmes de gran ésitu, como foi'l casu de "L'ayalga de Sierra Madre" (1948), "East of Eden (Al este del Edén)" y "Rebelde ensin causa" (1955) y, en 1958, el so últimu trabayu cinematográficu, "The Old Man and the Sea (El vieyu y el mar)".
Don Alvarado finó por causa de un cáncer en 1967, a los 62 años d'edá, en Hollywood, California, y foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Hollywood Hills, California. 
Pola so contribución a la industria cinematográfico, Don Alvarado tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6504 de Hollywood Boulevard.
Kirk Alyn
Kirk Alyn (8 d'ochobre de 1910 - 14 de marzu de 1999)(88 años) foi un actor d'Estaos Xuníos, más conocíu por haber sío'l primer actor n'interpretar a Superman na pantalla, na película de 1948 "Superman", y la so remortina "Atom Man vs. Superman" en 1950.
Nacíu como John Feggo Jr. en Nueva Jersey, Kirk Alyn foi educáu na Universidá de Columbia.
En 1942, casóse cola actriz, cantant3 Virginia O'Brien Vergara, cola que tuvo dos fíos y un fíu enantes del so divorciu en 1955.
Kirk Alyn empezó como neñu de coru en Broadway, figurando en musicales como "Girl Crazy", "Of Thee I Sing", y "Hellzapoppin"' na década de 1930.
Tamién trabayó como cantante y baillarín nel vaudeville enantes de pasar a Hollywood a principios de 1940 pa faer llargumetraxes, no que namái tuvo ésitu na consecución de pequeñes partes en películes de baxu presupuestu enantes de llograr el papel de Superman en 1948.
Tuvo problemes similares dempués d'interpretar Superman, amás de protagonizar papeles similares, tipu comic como "Blackhawk", llogró pocos papeles (dalgunos inclusive ensin apaecer nos creitos) en series de televisión y películes hasta que se xubiló dempués de faer la so última película "Scalps" en 1983.
Morrió en 1999 en Woodlands, Texas, de causes naturales.
Dellos críticos argumenten que la imaxe del "Home d'Aceru" interpretada por Alyn foi cimeru a la de George Reeves, porque estremó meyor los calteres de Clark Kent y Superman. Coles mesmes, Alyn paecía muncho más paecíu a la versión en cómic del personaxe que Reeves, cola so cara cincelada rematada per un pelo negru con una guedeya curva na frente.
Munchos fanáticos taben cafiantes de nun haber vistu ""volar"" a Alyn nos seriales; cuidao que el vuelu efectuar un personaxe animáu por Rotoscopio. (Lo mesmo fíxose en "Superman Returns ", pero les modernes técniques d'animación por computador son infinitamente más realistes.) Alyn intentó "volar" mientres taba suspendíu por cables ocultos nel primera seriel, pero los cables resultaron ser claramente visibles y tol metraxe foi refugáu. Cuando Superman treslladóse a la televisión en 1951, a Alyn ufiertóse-y la parte, pero refugó'l papel.
En 1974, Alyn publicó la so autobiografía titulada "Un Empléu pa Superman" (A Job for Superman).
Alyn compartió un curtiu cameo col so co-estrella de la serie, Noel Neill, como los padres de la nueva Lois Lane nel llargumetraxe, "" de 1978 . Alyn apaeció nuna curtia entrevista que figura nel documental narráu por Ernie Anderson, "La Producción de Superman: The Movie" (1978), onde esplicaba'l so métodu d'interpretar a "Superman" y "Clark Kent".
En 1981, Alyn apaeció como "Pa Cant" [xuegu de palabres de "Pa" (pá) "Kent" por "Pa Cant" (pa can't, pá nun puede)] na película asonsaña "Superbman: La Otra película" -una participación que duró namái segundos, porque Cant muerre d'un ataque al corazón darréu dempués d'afayar l'estrañu visitante del planeta "Krapton"-.
Kirk Alyn protagonizó tamién nes siguientes película seriales:
David Anders
David Anders Holt (n. "Grants Pass", Oregón (Estaos Xuníos; 11 de marzu de 1981) ye actor de cine, teatru y televisión. Principalmente conocíu polos sos papeles de Julian Sark en "Alies" y de Adam Monroe en Héroes. Curiosamente, a pesar de ser norteamericanu, en dambos papeles usa acentu británicu.
Practica idiomes alemán, italianu, francés y xaponés. Ye consideráu, pola revista People, unu de los homes más guapos de Hollywood.
Anders nació en "Grants Pass", Oregón, fíu del "Dr. Tony" y de "Jori Holt". David ye'l menor de cuatro hermanos, tien dos hermanos, Jason y Arik, y una hermana, Miley.
Yá na so mocedá empezó realizando obres de teatru nel colexu, amás de practicar munchos deportes, incluyendo'l baloncestu, tenis, atletismu y fútbol. Nos sos años d'institutu actuó na adaptación de Xesucristo Superstar, Our Town y My Fair Lady.
Treslladóse a Los Angeles onde trabayó como profesor de tenis y en The Gap. La so primer apaición en televisión foi en 2001 na serie "So Little Time", protagonizada poles ximielgues Olsen. Pero llueu consiguió unu de los papeles pol que ye más conocíu, l'axente Julian Sark na serie de televisión el Alies (2001-2006). El so papel diba ser ocasional, pero enllargar pol restu de la serie. 
Paralelamente a la serie apaeció como actor ocasional nes series "Charmed', , , Deadwood y Grey's Anatomy; participó na película independiente The Surde en 2002; incorporóse como protagonista al musical rock "Beautifull" nel Off-Broadway de Nueva York en 2005 y esi mesmu añu participó na película "Circadian Rhythm". En 2006, partició na película de terror "Left in Darkness" al pie de l'actriz Monica Keena. En 2007 protagonizó la película ELI. 
Vovió a faer un papel protagonista en televisión cuando s'incorporó al elencu de la serie Héroes a partir de la segunda temporada col personaxe de Adam Monroe/Takezo Kensei, al que de nuevu tuvo que poner acentu inglés. 
En 2009 trabaya nes películes "Into the Blue 2: The Reef", "The Revenant" y "Children of the Corn". Amás, incorporar a la octava temporada de la serie 24. 
En 2010 trabaya nel capítulu "Where and when" de la segunda temporada de la serie "Warehouse 13" (Almacen 13)
Ta preparando'l so papel recurrente na serie "The Vampire Diaries".
Dende 2011 interpreta al Dr. Víctor Frankenstein/Dr. Whale na serie de la ABC, "Once Upon a Time".
En 2013, participó en "Arrow" interpretando a Cyrus Vanch, un ex convicto que retoma la so carrera criminal.
El 25 de febreru de 2014, foi anunciáu que Anders xunir a la repartu de "iZombie", onde interpreta a Blaine.
Anthony Anderson
Anthony Alexandre Anderson (n. 15 d'agostu de 1970) ye un actor, comediante y escritor estaunidense.
Anderson fixo la so apaición cinematográfica cola película Life (en 1999), con Eddie Murphy y Martin Lawrence, y darréu en Liberty Heights, drama de Barry Levinson, na película d'acción de Andrzej Bartkowiak "Romeo tien de morrer" y na comedia “Esta güela ye un peligru”. 
En televisión, Anderson protagonizó la so propia serie pa la WB, "All About the Andersons", basada indirectamente na so propia vida. 
Creció en Los Angeles, onde asistió a la Escuela d'Artes Interpretatives. Mientres s'atopaba ellí, participó nos Premios ACTSO de la NAACP con un monólogu de "La gran esperanza blanca". Esa interpretación fíxo-y merecedor amás d'una beca de la Howard University. En 1996, Anderson realizó'l so primer trabayu procesional pa la serie xuvenil "Hang Time", que s'emitía los sábados pela mañana. Otros de los sos primeros trabayos son collaboraciones en "JAG" y "NYPD Blue". Anderson tamién llamó l'atención del ceador de Ally McBeal, David Y. Kelley, qu'escribió una collaboración de dos episodios na serie especialmente pa él.
Ye amigu del comico Kevin Hart .
Como actor trabayó en series como The Shield, Law & Order y Til Death.
Amás de películes como Transformers y .
Dave Annable
David Rodman Annable (15 de setiembre de 1979, Suffern) ye un actor estauxunidense. Conocíu principalmente polos sos papeles nes series de televisión "Brothers & Sisters", "666 Park Avenue y Red Band Society" 
Ta casáu cola tamién actriz Odette Yustman, protagonista de "Monstruosu" (2008) o "La grana del mal" (2009). 
Anque ye principalmente conocíu polos sos papeles en "Reunion", una serie de misteriu nes que cada episodiu revela una pista sobre un asesinatu, y en Brothers & Sisters onde interpretó a Justin Walker dende l'añu 2006 al 2011, tamién trabayó na películes como "Les exnovies del mio noviu" (2004), xuntu a Brittany Murphy, Kathy Bates y Holly Hunter. 
Apasionáu del deporte, Dave Annable creció en Walden, una pequeña ciudá neoyorkina, y xugó al béisbol, rugby y h.oquei. Estudió na SUNY Plattsburg onde foi miembru de la PSTV (Plattsburg State Television) y cursó estudios d'interpretación en Neighborhood Playhouse (Nueva York) con Richard Pinter. 
Anthony Clark (actor)
Anthony Higgins Clark ye un actor y comediante estaunidense que protagonizó la serie de televisión "Yes, Dear", na qu'interpretó'l personaxe de Greg Warner.
Clark creció en Virginia, onde'l so padre trabayaba nuna fábrica y la so madre yera dueña d'una tienda d'atarraquites. Clark foi nomáu Artista del Añu nel so colexu, mientres estudiaba en "Emerson College". Clark graduóse del colexu de Emerson en 1986 con una llicenciatura en comunicación de mases. Dempués del colexu, Clark entró na comedia de "stand-up".
Antes d'empezar con papeles protagónicos en series de televisión, Clark actuó en series risibles de curtia duración como "Boston Common" y "Soul Man". Tamién tuvo un papel recurrente en "Ellen". En 1995, tuvo nun especial de nuevos comediantes entamáu por Garry Shandling pa la cadena de HBO xuntu con Dave Chappelle, Dave Attell, y Louis C.K.. En 1993, tuvo un papel secundariu como "Billy" na película "The Thing Called Love", protagonizada por River Phoenix, Samantha Mathis y Dermot Mulroney. En 1996, apaeció en "The Rock" como Paul, l'estravagante barberu del hotel. Tamién foi'l personaxe principal na serie, Boston Common.
En 2000, Clark consiguió'l papel de Greg Warner na comedia televisiva "Yes, Dear". Por esti papel foi nomáu a un Premiu Young Artist y a un Prism Award. El programa terminó en 2006.
Esi mesmu añu, Clark foi nomáu pola NBC como'l nuevu anfitrión del reality, "Last Comic Standing", nel que tuvo mientres el branu de 2006. Xuntu con Mike O'Malley, Anthony apaez nel video musical de Alan Jackson, "The Talkin'. En 2011, xuntu a Missi Pyle y John Michael Higgins, Clark interpretó a Jack Schumacher na película risible "My Uncle Rafael", que foi la primer película norteamericana n'utilizar la cultura armenia como llugar de desenvolvimientu.
Ray Anthony
Raymond Antonini más conocíu como Ray Anthony (Bentleyville, 20 de xineru de 1922) ye un trompetista, compositor y actor d'Estaos Xuníos d'ascendencia italiana.
A los 5 años, Anthony camudar col so familia a Cleveland, onde empezó a estudiar trompeta cola so padre Guerrino. Guerrino nació en San Demetrio ne' Vestini y emigró a América en 1914. Ray tocó cola orquesta de Glenn Miller ente 1940-1941 primero que s'apuntara na Armada mientres la Segunda Guerra Mundial. Dempués de la guerra, formó la so banda: la Ray Anthony Orchestra. La orquesta tornóse bien popular nos años 50 con grabaciones qu'inclúin obres clásiques como ""The Bunny Hop"" y ""Hokey Pokey "", tema musical de Dragnet.
De 1953 a 1954 Anthony foi'l direutor musical de la serie de televisión Top Tunes y apaeció nel filme de Fred Astaire ""Papà gambalunga". En 1955, casóse cola actriz y sex symbol Mamie Van Doren y empecipia carrera de actor. Foi la estrella nel programa de TV "Ray Anthony Show" (1956-1957).
Anthony apaeció en dellos filmes mientres los años 50, incluyendo "The Five Pennies" y nos filmes de Van Doren "High School Confidential" y "Girls Town".
Anthony y Van Doren divorciáronse en 1961 y terminó coles mesmes la so curtia carrera como actor. Sicasí, el siguió la so carrera musical y tuvo otru álbum d'ésitu cola tema de la serie "Peter Gunn" compuesta por Henry Mancini, que tamién yera músicu natural de Abruzzo.
Anthony foi homenaxáu con una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood y ye amigu íntimu de Hugh Hefner y hai apaeció en dellos episodios de The Girls Next Door.
Roscoe Arbuckle
Roscoe Conkling Arbuckle (24 de marzu de 1887-29 de xunu de 1933), más conocíu como Fatty Arbuckle, foi un actor cómicu d'Estaos Xuníos del cine mudu. Adoptó'l llamatu de Fatty, "Gordín" n'inglés, a pesar de que dichu llamatu namái lu usó profesionalmente, yá que lo repunaba. Arbuckle foi unu de los actores más populares de la so dómina, anque güei ye más conocíu por "L'escándalu Fatty Arbuckle": foi acusáu de violar y provocar la muerte a l'actriz Virginia Rappe, y los sos xuicios convertir nunos de los primeres "juicio-espectáculo" de Hollywood.
Nacíu en Smith Center, Kansas, fíu de Mollie y William Goodrich Arbuckle, yá atropaba dellos años d'esperiencia nel Vodevil, incluyendo trabayos nel Idora Park d'Oakland, California, cuando empezó la so carrera cinematográfica cola compañía Selig Polyscope. Ellí adquirió'l nomatu de Fatty (Gordín), por causa del so gordura.
Apaeció esporádicamente en curtios d'un rollu de Selig hasta 1913, y, dempués d'una curtia estancia en Universal, convirtióse nuna de les estrelles de los Keystones Kops, del direutor productor Mack Sennett.
Col impulsu de Sennet, Arbuckle algamó l'estrellalgu cola serie serie de comedies "Fatty and Mabel", onde faía pareya con Mabel Normand, esposa de Sennett. En 1916 Arbuckle yera una estrella tan conocida como Charles Chaplin, y la Paramount ufiertó-y el control total de les sos películes, amás de crear la Comique Filme Corporation puramente pa él, acontecimientu únicu na industria de la dómina.
El 6 d'agostu de 1908 casóse con Araminta Estelle Durfee (1889-1975), fía de Charles Warren Durfee y Flora Adkins. Durfee interpretó'l papel d'esposa autoritaria en munches de les primeres comedies, de cutiu en compañía de Arbuckle.
A pesar del so gordura, Arbuckle yera sosprendentemente axilosu y gociaba d'un gran dominiu del so físicu. Les sos comedies son conocíes pola so rapidez y dinamismu, llenes d'escenes de persecuciones y munchos "gags" visuales. Arbuckle taba particularmente cariciosu col momentu llamáu "pastel na cara", un clixé de la hestoria de la comedia muda.
Según la lleenda, Arbuckle creó esti "gag" dempués d'un alcuentru col exércitu de Panchu Villa en Ríu Grande, mientres una actuación en El Pasu, Texas. La hestoria cunta que los Arbuckle taben faciendo un "picnic" cerca del ríu cuando ellos y los homes de Villa, que taben na otra vera, empezaron a refundiase frutes a unu y otru llau del ríu. El momentu estelar foi cuando Arbuckle baltó a unu de los homes del so caballu refundiándo-y un manizu de plátanos, cosa que fixo qu'a Villa -y entrara un ataque de risa.
Arbuckle apurrió a Buster Keaton el so primer papel na industria del cine, col curtiu de 1917 "The Butcher Boy". Dambos cómicos forxaron una estrecha amistá, que non flaqueó cuando Arbuckle foi duramente cutíu pola traxedia, y la subsiguiente depresión y decadencia que vendríen dempués. Na so autobiografía, Keaton describió a Arbuckle como un home de naturaleza chanciosa, y artífiz, xuntu al propiu Keaton, d'ellaboraos "gags" y esquemes risibles que punxeron al serviciu de figures de la comedia del cine sonoru (que significó la casi desapaición de dambos cómicos como estrelles de cine).
Nel visu de la so carrera, Arbuckle foi contratáu polos estudios Paramount en cuenta de cobrar un millón de dólares al añu, el mayor sueldu enxamás pagáu por un estudiu hasta entós. El 3 de setiembre de 1921, Arbuckle tomóse un descansu de la so prolífica y vertixinosa producción fílmica, y movióse hasta San Francisco colos sos amigos Lowell Sherman y Fred Fischbach. Rexistrar nel hotel Saint Francis, dispuestos a dar una fiesta, pa la cual convidaron a delles muyeres a la so habitación. Mientres l'eventu, una d'elles, una aspirante a actriz, de 26 años, llamada Virginia Rappe, cayó gravemente enferma y foi esaminada pol doctor del hotel, que dictaminó que, probablemente, la muyer a cencielles taba borracha.
Rappe cayó en coma y morrió tres díes más tarde nel hospital de peritonitis, causada por perforación de la bixiga. Maude Delmont, amiga y compañera de Rappe na fiesta, implicó a Arbuckle nel socesu, denunciando que la rotura de bixiga producióse mientres l'actor violaba a Rappe con una botella. Arbuckle, seguro de la so inocencia, refugó tales acusaciones. Entós Delmont denunciar a la policía cola esperanza de llegar a un alcuerdu monetariu colos abogaos de Arbuckle, pero l'asuntu fóise-y de les manos.
La carrera de Arbuckle ta considerada por historiadores del cine como una de les grandes traxedies de Hollywood. El xuiciu convertir nun acontecimientu nacional y ocupaba les portaes de los periódicos, especialmente de los pertenecientes al imperiu de William Randolph Hearst, que nun duldar en presentar nes sos cróniques al actor como culpable, faciendo xuicios antemanaos y predisponiendo a muncha xente a prexulgar a Arbuckle. Dempués de dos xuicios nulos, el 12 d'abril de 1922 Arbuckle foi declaráu non culpable de la muerte de Virginia Rappe.
A pesar de que Arbuckle foi absueltu de les acusaciones, la infamia resultante destruyó la carrera y la vida personal del artista. Diverses asociaciones de vixilancia de la moral pidieren la pena de muerte pal actor, y los dueños de los estudios prohibieron a los amigos de Arbuckle na industria cualquier amuesa de sofitu públicu. Charles Chaplin taba en Inglaterra daquella; sicasí, Buster Keaton, íntimu amigu de Arbuckle, fixo una declaración pública en sofitu del so amigu, resaltando que Arbuckle yera "una de les almes más atentes y bondoses que conociera".
La Oficina Hays, organismu que controlaba y/o censuraba tola producción cinematográfica, retiró y prohibió toles películes de Arbuckle, anque más tarde Will H. Hays declaró que tendríen de dexar al actor siguir trabayando en Hollywood. Irónicamente, una de les escases películes que sobrevivieron a la prohibición, "Leap Year", yera unu de los dos únicos llargumetraxes acabaos que la Paramount pensaba estrenar cuando se produció l'escándalu. Ente que en Europa Arbuckle foi progresivamente rehabilitáu tres la so absolución, nunca lo foi en vida en Estaos Xuníos nin en Inglaterra.
Munches de les películes de Arbuckle, incluyendo "Life of the Party", solo sobreviven como meres impresiones con intertítulos en diversos idiomes (non n'inglés). A pesar de que "Life of the Party" foi estrenada enantes del escándalu, naide fadiar en caltener les copies orixinales en llingua inglesa.
Apocayá, dalgunos de los sos primeros curtiumetraxes (especialmente aquellos nos qu'apaecía xuntu a Charles Chaplin o Buster Keaton) fueron restauraos y estrenaos en DVD.
Munchos detalles comentar mientres los trés llargos xuicios a los que foi sometíu Arbuckle, pero los más escabrosos fueron obra directa de los medios sensacionalistes, y, especialmente, d'un home, William Randolph Hearst, qu'atopara una auténtica mina d'oru col escándalu del que yera'l más famosu actor risible de la so dómina. 
Les hestories (nunca comprobaes) sobre lo que pasó nes habitaciones 1219, 1220 y 1221 del Hotel Saint Francis, de San Francisco, el 5 de setiembre de 1921, falaben inclusive de que Arbuckle, colos sos más de 120 quilos de pesu, quebrara en dos a Virginia Rappe; pero sobremanera de que, por cuenta del so estremu grau de embriaguez, foi incapaz d'enfusar a Virginia, polo que tuvo qu'utilizar una botella de xampán (otres versiones falaben d'una botella de Coca-Cola) o inclusive un afiláu cachu de xelu.
Según consta nes actes del xuiciu, Arbuckle llevó hasta la so habitación del hotel un tocadiscos, dellos discos, y abondosa xinebra y güisqui, desacatando directamente'l Acta Volstead, que dende diba un añu prohibía la producción y vienta de bébores alcohóliques en tol país. Dempués de 48 hores de fiesta, Virginia Rappe incorporar al eventu, onde foi recibida por Arbuckle en pijama (lo que provocó les acusaciones de que l'actor caminaba semidesnudo polos pasiellos del hotel). Virginia empezó a inxerir tamién grandes cantidaes d'alcohol, hasta que tuvo que dir al llaváu pa devolver, onde la atopó Arbuckle, zarrándose con ella mientres quince minutos, tiempu abondu, según l'acusación, pa cometer la violación.
Según los médicu que lu esaminaron pocu dempués, los daños na bixiga de Virginia Rappe podíen ser consecuencia d'un albuertu mal practicáu pocos díes enantes (daqué que se resalvó nos xuicios), y agravaos de resultes de la gran cantidá d'alcohol inxeríu entemecíu con melecines. Fred Fischbach enllenó la bañera con agua frío y cachos de xelu, onde foi asitiada la muyer nun intentu por alicala, ente que Arbuckle asitió un cachu aguyáu de xelu dientro de la natura de Rappe, nun intentu de detener la hemorraxa, lo que-y valdría l'acusación d'enfusala con un fragmentu apuntiáu d'esa mesma sustanza.
Mientres los xuicios presentóse primero una versión totalmente idealizada de Virginia Rappe, como una nueva actriz a la busca d'una oportunidá que cayó nes garres d'una estrella malvada. Pero tamién salió a flote el so escuru pasáu, que presentaba de trés a cinco abortos previos (operación prohibida ya illegal hasta los años 1970), prostitución ocasional, o de causar una epidemia de sífilis ente'l trabayadores masculinos de los estudios de Mack Sennet. Pero toos estes hestories entraben na categoría de la rumoroloxía, y de pocu sirvieron nos tribunales.
El 27 de xineru de 1925 Arbuckle divorcióse, en París, de Araminta Estelle Durfee, tres los allegamientos d'ella d'abandonu y deserción. El 16 de mayu de 1925 Arbuckle contraería matrimoniu con Doris Deane.
Arbuckle intentó volver a la realización de películes, pero la prohibición inmediata de toles sos películes tres la so absolución nun-y lo dexó, y cayó nel alcoholismu. En palabres de la so primer muyer: "Roscoe solo paeció atopar consuelu no fondero d'una botella".
Buster Keaton intentó ayudar a Arbuckle dexándo-y trabayar en delles de les sos películes, llegando a escribir el guion del curtiumetraxe de Keaton "Day Dreams". Arbuckle alegó haber codirigido delles escenes de la película de Keaton "El modernu Sherlock Holmes", pero ye difícil saber cuántu d'esi material llegó al montaxe final de la película. Arbuckle tamién dirixió dalgunos de los curtiumetraxes menos conocíos de Educational Pictures, sol seudónino de William Goodrich.
Una lleenda, nunca confirmada pero persistente, da una esplicación inesacta del orixe del seudónimu de Arbuckle. Según dizse, Keaton, chanciosu empederníu, suxurió que Arbuckle podría dirixir películes sol alies "Will B. Good" (lliteralmente "voi ser bonu"). Supuestamente, Arbuckle tuvo acordies con él, pero reconociendo que'l xuegu de palabres yera demasiáu obviu, y amplió el nome pa convertilo en William B. Goodrich. Sicasí, Arbuckle dirixió docenes de películes nes qu'el so seudónimu apaecía nos creitos iniciales como William Goodrich, ensin nenguna inicial ente'l nome y l'apellíu. L'escritor ya investigador británicu David Yallop afayó que'l nome completu del padre de Arbuckle yera William Goodrich Arbuckle, colo que dio una esplicación muncho más razonable y plausible sobre l'orixe del seudónimu.
En 1929 Doris Deane solicitó'l divorciu, en Los Angeles, alegando abandonu y crueldá. El 21 de xunu de 1931 Arbuckle volvería casase con Addie Oakley Dukes McPhail, más tarde Addie Oakley Sheldon (1906-2003), en Erie, Pennsylvania. Poco primero del so matrimoniu Arbuckle robló un contratu con Jack Warner pa protagonizar seis cortometraje risibles de dos rollos pa Vitaphone, usando'l so nome real. El 28 de xunu de 1933, n'acabando la filmación del postreru d'estos curtios, foi contratáu por Warner Brothers pa la realización d'un llargumetraxe; unes hores dempués, Arbuckle finaría.
Los seis curtiumetraxes de Vitaphone, rodaos en Brooklyn, constitúin los únicos rexistros grabaos de la voz del cómicu. Los actores Al St. John (sobrín de Arbuckle), Lionel Stander y Shemp Howard, apaecieron con Arbuckle en dalgunos d'estos curtios. Cuando la Warner Brothers intentó reestrenar el primeru d'ellos, "Hey, Pop!", en Inglaterra, l'academia británica, citando l'escándalu asocedíu una década enantes con Arbuckle, nun lo dexó.
Roscoe Arbuckle morrió d'un ataque al corazón el 29 de xunu de 1933, en Hollywood. Solo tenía 46 años. Buster Keaton declaró repitíes vegaes que Arbuckle morriera porque-y rompieren el corazón. Poques hores enantes roblara un nuevu contratu con Warner, que-y fixo declarar: "Güei ye'l día más feliz de la mio vida". Foi encenráu y les sos cenices tremaes nel Océanu Pacíficu (la supuesta tumba de Arbuckle, asitiada nel Campusantu Woodlawn, nel Bronx, Nueva York, pertenez a Macklin Arbuckle, actor y primu de Roscoe Arbuckle).
Michael Arden
Michael Arden (n. Michael Jerrod Moore, 6 d'ochobre de 1982) ye un actor estaudonidense, cantante, compositor y productor. Nació en Midland, Texas, Estaos Xuníos.
Creciendo en Midland, Texas, él foi parte de los Pickwick Players, una comunidá en Midland de moces nel teatru. Estudió na escuela Trinity, una preparatoria en Midland. 
Foi presidente escolar de les artes, recibió una beca pa estudiar na academia Interlochen Arts como estudiante de teatru, onde se graduó nel 2001. Recibió otra beca completa pa la escuela Juilliard, onde taba nel club de teatru de la División 34 (2001–2005). Él abandonó Juilliard nel 2003 pa xunise a la renacencia de Broadway, el musical Big River.
Arden debutó en Broadway como Tom Sawyer na renacencia de Big River cola producción de Roundabout y Deaf West, nel añu 2003. Tamién protagonizó a John Hill n'Operar Pop; Bare (fora de Broadway) nel 2004. Nel branu del 2005, protagonizó a Nick, un home gai promiscuo namoráu d'un tiburón, na surrealista obra de Adam Bock llamada 'Swimming in the Shallows', nel teatru de New York, Second Stage. Él protagonizó'l personaxe del títulu en Pippin pal conciertu benéficu del Día Mundial del SIDA en Broadway en payares de 2004. Trabayó nel musical de Twyla Tharp, "The Times They Are A-Changin'" basáu na música de Bob Dylan. "The Times They Are A-Changin" tuvo dende xineru 25 a marzu 5 del 2006, nel teatru Old Globe de San Diego, California y recién en Broadway nel teatru Brooks Atkinson dende ochobre 26 hasta payares 19 del 2006. Nel 2007 interpretó a John Robert en Ace, nel teatru Old Globe dende xineru 13 hasta febreru 18. Nel branu del 2007 realizó una xira per Europa con Barbra Streisand como unu de los sos "Mozos de Broadway." Dende xunetu a setiembre del 2010 él protagonizó'l papel principal nel resurdimientu de Aspects of Love de Andrew Lloyd Webber.
Los creitos teatrales rexonales d'Arden inclúin Pippin, God of Vengeance, Falsettoland, Tom Jones' Harold and Maude, West Side Story, Songs for a New World, The Common Pursuit y The Winter's Balte.
A partir d'ochobre de 2014, Arden desempeñó'l papel de Quasimodo nel nuevu musical Hunchback of Notre Dame na Jolla Playhouse de San Diego. La producción corrió dende ochobre 26 hasta'l 7 d'avientu del 2014. Y nel Papermill Playhouse dende'l 4 de marzu hasta'l 5 d'abril del 2015.
Arden dirixe la producción de Spring Awakening nel teatru Deaf West. Esta producción treslladóse a Broadway y ta en progresu d'equí p'arriba.
Apaeció na serie Grey's Anatomy de ABC (episodiu "17 Seconds" como Neal Hannigan) y en Numb3rs de CBS. Tamién foi co-estrella con Donald Trump nun comercial de televisión, Apodero's Pizza, y con "Regis y Kelly" nun comercial del bancu Commerce nel 2006. Foi parte del cast del show de Fox, The Return of Jezebel James, que tuvo al aire y foi atayáu dempués de tres episodios na primavera del 2008. Arden tuvo un rol recurrente na serie de NBC, "Kings", como Joseph, el noviu secretu del gai nel closet, herederu del tronu, el príncipe Jack Benjamin. Foi un invitáu especial nun episodiu de The Closer como James Clark, un esquizofrénicu sospechosu d'asesinatu, como tamién foi convidáu especial nun episodiu de Bones como Harold Prescott. El productores de The Good Wife anunciaron n'agostu del 2011 qu'Arden foi parte del cast como un personaxe recurrente, faciendo del interés amorosu de Owen Cavanaugh (Dallas Roberts). Él foi protagonista de la serie de FX, Anger Management.
Cine
Dempués de faer tamién trabayu nel cine, ye un actor destacáu nel esfuerzu independiente del direutor Colin Spoelman "Underground", la hestoria de cinco amigos que queden atrapaos dientro d'un sistema de cueves bien per debaxo d'un monte nel centru de Kentucky. El trabayu más recién d'Arden incluyó la película de 2011, Source Code, protagonizada por Jake Gyllenhaal.
Composición y escritura
Como compositor, Arden escribió delles obres, como Easter Rising, As You Like It, y Ripley.
Michael D. Arenz
Michael D. Arenz (n. 1974) ye un actor de cine y televisión estauxunidense.
En protagonizó xuntu a Shannon Tweed y Andrew Stevens el "thriller" eróticu "Scorned" ("Ensin escupulicios" en España o "Acorrexada" en Venezuela), nel qu'interpretó al fíu de Stevens. En tuvo un pequeñu papel na continuación de la película ("Scorned 2", titulada n'España "Vengación de muyer").
Tamién en 1997 protagonizó xuntu a William Gregory Llee ("Dante's Cove") el curtiumetraxe de tema "gai" "Anything Once", dirixíu por Dan Aeberhard, nel qu'interpreta a Joey, un "gai" qu'asume la so condición públicamente. El curtiu ta consideráu como unu de los curtiumetraxes más aclamaos de tolos tiempos, pos foi esibíu con gran ésitu en más de venti festivales de cine y de temática "gai" alredor del mundu.
Richard Arlen
Richard Arlen (1 de setiembre de 1898 – 28 de marzu de 1976), foi un actor d'Estaos Xuníos.
El so nome real yera "Cornelius Richard Van Mattimore" y nació en Charlottesville, Virginia, sirvió na Royal Canadian Air Force mientres la Primer Guerra Mundial. Al acabar la guerra, dir a Los Angeles onde se punxo a trabayar en diverses ocupaciones non cualificaos. Por un golpe de suerte, tuvo la oportunidá d'actuar, apaeciendo primeru en películes mudes, pasando depués a les películes falaes. 
Arlen ye conocíu pol so papel de pilotu na película ganadora del primera Óscar en 1927 "Nales" onde actuó xuntu a Clara Bow, Charles 'Buddy' Rogers, y la so futura primer a esposa Jobyna Ralston.
Pola so contribución a la industria del cine, Richard Arlen tien una estrella nel paséu de la fama de Hollywood.
Dalgunes de los sos más de 140 películes son (títulos orixinales):
Billie Joe Armstrong
Billie Joe Armstrong (Berkeley, California, Estaos Xuníos, 17 de febreru de 1972) ye un actor, vocalista, compositor y guitarrista principal de la banda estaunidense de punk rock: Green Day.
Finalmente cuando dambos teníen 16 años (1989), la banda camudó'l so nome a Green Day, llogrando un ésitu comercial masivu nel añu 1994.
Armstrong tamién buscó proyectos musicales fora de Green Day, incluyendo numberoses collaboraciones con otros músicos, amás de ser el vocalista principal de Pinhead Gunpowder, The Network y Foxboro Hot Tubs; y, obviamente, l'home de Enid.
Billie Joe Armstrong nació'l 17 de febreru de 1972 en Oakland, California, nel pueblu de Rodiu al suroeste d'Estaos Xuníos. Ye'l más pequeñu d'una familia de clase media-baxa con seis fíos. La so madre, Ollie Armstrong, yera camarera nun chigre cercanu y el so padre, Andrew M. Armstrong, más conocíu como Andy, yera camioneru y solía tocar la batería nun grupu de Jazz cuando disponía de tiempu llibre. Detectáron-y cáncer d'esófagu, y dos meses dempués finó'l 15 de setiembre del añu 1982. Dempués d'esto, Billie, qu'entós daquella tenía 10 años, atristayóse enforma y zarróse na so habitación so llave mientres díes. La so madre, esmolecida, llamar delles vegaes al día por que saliera, pero él siempres lu respondía "Wake me up, when September ends", ("Espiértame cuando acabe setiembre"). Más tarde usó esti estribillu pa un cantar de Green Day que dedicó al so queríu padre.
La pasión pola música venía-y dende bien pequeñu, cuando rondaba la edá de 5 años, grabando un senciellu, nel cual suena un cachu na introducción de "María" en International Superhits, que se llamaba "Look For Love", nuna compañía local llamada Fiat Records. La so madre llevábalu a cantar y partir güevos de pascua a tolos enfermos del hospital d'Oakland.
En 1982 cuando tenía 10 años conoció a Mike Dirnt, na cafetería de la so escuela de primaria, y comprobaron que compartíen los mesmos gustos musicales. Xuntos tocaben cantares de Ozzy Osbourne, Queen, Def Leppard, y Van Halen, asina que decidieron formar una banda, a la cual llamaron Sweet Children.
El primer álbum que mercó foi "The Sun Sessions", de Elvis Presley.
Poco primero del so preadolescencia Billie a la edá de 13 años cantó'l villancicu "Nueche de paz" nun espectáculu de Navidá de la so escuela. Yera la primer vegada que'l cantante triaba un escenariu y yera grabáu cantando. El so primer recital foi unu de R.Y.M.
Nel so preadolescencia yá yera fan de les bandes de hard rock y heavy metal del momentu, afayando adulces los sos verdaderos gustos musicales. Los sos hermanos mayores, Allan y David Armstrong siguíen a toles bandes de heavy metal de la zona.
Finalmente, cuando escuchó Holliday in the Sun, primer pista del álbum Never Mind the Bollocks, Here's the Sex Pistols, de los Sex Pistols, en casa d'una gran amiga so, convertir nun fanáticu del punk rock, a la edá de 14 años.
Unos años dempués de la muerte del so padre. La so madre volvió contraer matrimoniu con un home al que Billie repunaba y el cual inspiró-y el so primer cantar: "Why Do You Want Him", escrita en 1986 (cuando Billie tenía 14 años) y qu'apaez en "1,039 Smoothed Out Slappy Hours". Depués foise a vivir a una casa okupa xuntu col so gran amigu Mike Dirnt onde se dio a conocer na escena punk rock.
Na so adolescencia yá yera bien conocíu por munchos miembros de la movida "All Ages" (pa toles edaes) del punk de 924 Gilman Street, en Berkeley, na que nun-y dexaron entrar a un conciertu de Operation Ivy por ser menor d'edá. Finalmente unu de los miembros salió a buscalo. Pa Billie foi un llugar bien especial na so vida, y siempres lo recordó diciendo: "Toquemos pa 20 mil o 30 mil persones, pero enxamás volví sentir lo que sentía cuando tocábamos en Gilman Street".
Nel institutu moteyáben-y «Two Dollar Bill» porque solía vender porros de mariguana por namái dos dólares. Finalmente pocu tiempu dempués foi espulsáu del institutu Pinole Valley High School un día enantes de cumplir los 18 años pol fechu de ser descubiertu introduciendo sustances illegales en dichu centro. Nesi mesmu momentu foi cuando decidió dedicase dafechu a la banda, empezando nel mesmu añu (1990) una xira polos Estaos Xuníos.
De casualidá, Lawrence Livermore, el dueñu de la discográfica Lookout! Records, quien tocaba na banda The Lookouts, yera vecín de Tré Cool, qu'amás yera batería de la so banda, asina que decidió encamentá-ylo a los mozos cuando s'enteró de que taben buscando unu. Billie y Mike yá conocíen a Tré Cool de la escena de Gilman, cuando coincidieron en diversos conciertos siendo Sweet Children y teníen una bona relación. Billie enterar por un familiar de John de qu'ésti dexara la banda, lo que fixo que Billie fadiárase enforma, una y bones John nun tuvo'l valor de dici-y lo a la cara dende'l primer momentu, asina que cuando lo reemplazaron por Tré Cool, nengunu de los miembros de la banda tampoco se fadió en dici-y lo.
Pocos meses dempués, los mozos empezaron a faer xires alredor del país, viaxando nuna vieya carroceta conducida pol padre de Tré y pagando tou col pocu dineru que teníen, dormiendo en cases d'almiradores. Estes xires tuvieron llugar cuando sacaron los sos primeros álbumes, "1,039/Smoothed Out Slappy Hours" y "Kerplunk". Finalmente, cola llegada de "Dookie" en 1994 roblaron cola multinacional Reprise Records.
Antes de finar, el so padre regaló-y el so primer guitarra, a la cual llamó Blue y decorar con estampes, pegatinas, pintures y munchos frayatos amás d'añedir les iniciales del so nome (BJ) pintaes en colloráu, dándo-y un toque de personalidá (esta guitarra ye una copia d'una Fender Stratocaster). Anguaño, Billie tien cientos de copies d'esta guitarra (la verdadera atopar na so casa, yá que tien un gran valor sentimental pa él) les cualos usa nos conciertos, la mayoría de les vegaes, pa tocar en mediu tonu más baxu de lo normal, y en cantares pertenecientes a los discos "Dookie" y "Insomniac". Blue puede vese nos videu clips de Hitchin' a Ride y Basket Case. La perfección de les copies, según Billie, ye impresionante.
Billie Joe Armstrong considérase bisexual y ta a favor de los derechos de los homosexuales, diciendo que "tolos seres humanos tenemos la necesidá d'amar y tenemos de poder amar abiertamente, yá sía con un ser humanu del mesmu sexu o del sexu contrario, ensin tener la necesidá de ser escluyíos, humildaos o a cencielles criticaos. Naide tien que prohibir a daquién casase o tener un fíu con daquién a quien ama pol simple fechu de ser del mesmu sexu."
Nun conciertu que realizaba cola so banda en Minneapolis, Minnesota, Estaos Xuníos, nel añu 1990, Billie conoció a quien güei ye la so esposa y madre de los sos fíos, Adrienne Ilene Nesser, conocida anguaño como Adrienne Nesser o Adrienne Armstrong. En xunu de 1994 fueron vivise xuntos a California dempués de 4 años de relación y finalmente, el 2 de xunetu del mesmu añu contraxeron matrimoniu, anunciando l'embaranzu del so primer fíu n'ochobre. El 28 de febreru de 1995, nació'l primer fíu de la pareya, Joseph Marcicano Armstrong, a quien llamen Joey n'honor al mayor ídolu del so padre, Joey Ramone, líder de la banda The Ramones. Tres años dempués, el 12 de setiembre de 1998, nació'l segundu fíu de la pareya, Jakob Danger Armstrong. Anguaño Billie vive cola so familia en Oakland, California.
Dende'l 30 d'agostu del 2006, tien la so propia llinia de guitarres de la marca Gibson, marca qu'utilizó pa grabar y tocar en vivu American Idiot, anque yá usara enantes guitarres d'esta marca. El modelu ye una Gibson les Paul junior que lleva'l so mesmu nome: Billie Joe Armstrong, y va nuna funda igual a la qu'él usa. La guitarra foi creada cola collaboración de Billie y l'equipu de diseñadores de Gibson en Nashville, Tennessee. Ta basada nes especificaciones del modelu Gibson les Paul JR. Vintage 1950 de Armstrong.
Ye dueñu al pie de la so esposa Adrienne y el so compañeru musical y amigo, el guitarrista Jason White, d'un sellu discográficu independiente llamáu Adeline Records, nel que graben munchos artistes de la área de la badea de San Francisco. Apocayá llanzaron una marca de ropa llamada Adeline Street de la que Adrienne trabaya como diseñadora.
El 26 de xunetu del 2012 anuncióse qu'él se xuniría na tercer temporada de The Voice de la cadena NBC como mentor xuntu con Christina Aguilera.
En 1986, formó una banda llamada Sweet Children col so amigu Mike Dirnt y un compañeru de clase, John Kiffmeyer (meyor conocíu como A la Demasía, (que más tarde foi reemplazáu por Tré Cool). Camudáronse'l nome a Green Day en marzu de 1989, xustu enantes de sacar el primera EP, "1,000 Hours", en Lookout Records. 
Él y Adrienne son cofundadores de Adeline Records, un sellu independiente nel que graben munches bandes de la área de la badea de San Francisco. Tien proyectos alternativos n'otres bandes como Pinhead Gunpowder, The Network que tán sol sellu de Lookout! Records. Y tamién na banda Foxboro Hot Tubs, banda na que tán Mike Dirnt y Tré Cool, baxista y batería de Green Day.
Tocó con bandes como O2, The Influents, Corrupted Morals, Rancid, the Lookouts, blink-182, Goodbye Harry, y Blatz. Armstrong collaboró con munchos artistes col pasu de los años. Hai coescrito pa The Go-Go's (Unforgiven), tamién collaboró escribiendo y cantando al pie de Penélope Houston (The Angel y the jerk ), escribió un cantar con Rancid llamada Radio ( ello ye que'l so bon ya influyente amigu Tim Armstrong convidar a formar parte de Rancid, pero Billie refugó la so ufierta porque él quería siguir la so propia carrera con Green Day). Fixo los coros con Melissa Auf Der Maur nel cantar Do Miss America de Ryan Adams, foi productor d'un álbum de los Riverdales. Nel álbum Skull Ring de Iggy Pop tocó, xuntu a Green Day los cantares Private Hell y Supermarket. Últimamente grabó con Elvis Costello un especial en VH1 qu'inclúi los cantares Basket Case, Good Riddance (Time of Your Life), Wake Me Up When September Ends y The Saints Are Coming en xunto con O2.
En 2010 xunir al elencu d', musical de Broadway basáu nel álbum col mesmu nome, faciendo'l rol de St. Jimmy del 28 de setiembre al 3 d'ochobre. Darréu retornó al so rol por 50 presentaciones empezando'l primeru de xineru. 
Cliff Arquette
Clifford Arquette (28 d'avientu de 1905 – 23 de setiembre de 1974) foi un actor y comediante estaunidense, famosu pol so papel de "Charley Weaver".
Nacíu en Toledo (Ohio), Arquette foi'l patriarca de la familia d'actores Arquette. Arquette foi'l padre de Lewis Arquette y güelu de Patricia Arquette, Rosanna Arquette, Alexis Arquette, Richmond Arquette y David Arquette.
Foi pianista de night club, y xunióse a la orquesta de Henry Halstead en 1923. 
Retirar del mundu del espectáculu en 1956, y hasta entós, anque nun yera descomanadamente conocíu, trabayó costantemente pa la radio, el teatru y el cine. Llegó inclusive a participar en 13 programes radiofónicos de distintes emisores de Chicago, diendo d'un estudiu a otru en llancha motora pol río Chicago.
En 1959 Arquette aceptó la invitación de Jack Paar pa trabayar el programa presentáu por él na NBC, "The Tonight Show". Arquette actuaba como "Charley Weaver, un vieyu de Mount Idy. Esti personaxe llevaba consigo, y lleía, una carta de la so madre. La caracterización cobró tal fama que Arquette casi nunca volvió actuar en públicu como él mesmu. Les cartes conteníen chistes alrodiu de la so familia y les sos desgracies, y l'actor utilizaba dobles sentíos nes mesmes, consiguiendo la hilaridad del públicu
Arquette tamién interpretó en 1962 a Charley Weaver nel programa televisivu de la ABC "The Roy Rogers and Dale Evans Show".
Amás participó frecuentemente como artista convidáu en "The Jack Paar Show", programa de Jack Paar posterior a "The Tonight Show".
Como "Charley Weaver", foi un habitual de la versión orixinal del concursu "Hollywood Squares", presentáu por Peter Marshall. Cola mesma caracterización participó en "The Tonight Show Starring Johnny Carson".
Una notable esceición a la so perenne interpretación de "Charley Weaver" foi la so caracterización como Mrs. Butterworth, personaxe representativu d'una marca de sirope. Vistíase como la dama iconu de la marca, utilizaba voz de falsete y siguía llevando'l so mostacho. Tamién foi'l xeneral Sam Courage nun episodiu de 1967 de "F Troop."
Arquette foi un aficionáu a la Guerra Civil de los Estaos Xuníos, y na década de 1950 abrió'l Charley Weaver Museum of the Civil War en Gettysburg, Pennsylvania. El muséu alcontrar nun edificiu que sirviera como base al Xeneral Oliver Howard mientres la Batalla de Gettysburg, y caltúvose abiertu mientres diez años. Darréu convirtióse nel Soldiers National Museum.
L'actor pasó un tiempu hospitalizáu a principios de los años setenta por causa de una enfermedá cardiaca. Sufrió un ictus en 1973 que la caltuvo un tiempu estremáu del programa "Hollywood Squares". Ente los que-y sustituyeron s'atopaba George Gobel, que les sos actuaciones nel show fixéronse más frecuentes tres la muerte de Arquette. Parcialmente paralizáu y en siella de ruedes, Arquette finalmente volvió a "Squares" y, anque tenía aspeutu demacrado, la so mente y el so sentíu del humor siguíen intactos. Finalmente, Cliff Arquette finó por un ictus en 1974 en Burbank (California). Los sos restos fueron encenraos.
[Arquette escribiendo como "Charley Weaver:"]
[Lletres de Arquette cantaes como "Charley Weaver:']
John Asher
John Mallory Asher (nacíu'l 13 de xineru de 1971) ye un actor, direutor de cine, guionista, escritor y fotógrafu d'Estaos Xuníos. 
Asher nació en Los Angeles, California fíu del actor Edward Mallory y de l'actriz Bulifant Joyce. El papel que más fama -y dio ye'l de Gary, na serie Una moza esplosiva.
Asher casóse con Jenny McCarthy el 11 de setiembre de 1999, pero la pareya dixebrar en 2005. Tienen un fíu, Evan, que nació en 2002.
John Astin
John Allen Astin ye un actor y direutor de los Estaos Xuníos d'América, nacíu'l 30 de marzu de 1930 en Baltimore, Maryland. Mundialmente famosu por interpretar al patriarca de la familia Homero Addams (Hispanoamérica) o Gomez Addams (España) en "The Addams Family". Tamién sustituyó al actor Frank Gorshin como'l villanu Riddler en dos episodios de la serie de TV de Batman.
El so últimu trabayu foi na película llamada "" que s'estrenó nel 2008, onde interpretó'l personaxe del Professor Peabody.
En 1972 casóse cola actriz Patty Duke hasta 1985 y ye padre del tamién actor Sean Astin y Mackenzie Astin. Enantes de 1956 a 1971, tuvo casáu con Susan Hahn cola que tuvo 3 fíos.
Como actor
Como direutor
Zeb Atlas
Andy Bick (n. Portland, Oregón; 15 d'ochobre de 1970) ye un modelu, fisicoculturista, baillarín eróticu, actor porno y estrella de videos p'adultos conocíu artísticamente como Zeb Atlas, mide cerca de 190 cm y pesa 113 kg. 
Zeb Atlas posó pa reconocíos fotográfos como Michael Kilgore, Alex Ardenti, Warren Zennon, Dale Bolivarm, David Vance, Victor Cody, Alexander Plata, Steven Underhill o Richard Allan. Trabayó con "Hot Product", "OhMan Studios", "St. Petes", "Idiom, Ltd." y "Studio Jenkins" "Jake Cruice Videos", ente otru productores de cine p'adultos.
Los sos filmes y sesiones de semeyes fueron dirixíes escontra'l públicu tantu heterosexual como homosexual, pero mayoritariamente escontra esti postreru, ente'l que gracies a el so peculiar físicu convirtióse nun iconu sexual.
Atlas apaeció en más de 30 películes. Tamién tien el so propiu sitio web con conteníos p'adultos. Zeb foi un descubrimientu de "Body Image Productions", pero anguaño remana'l so negociu personalmente. Vive anguaño en Las Vegas.
Austin St. John
Jason Geiger, conocíu pol so nome artísticu Austin St. John (17 de setiembre de 1974), ye un antiguu actor estaunidense conocíu pol so papel na serie de televisión "Mighty Morphin Power Rangers" como Jason Llei Scott, el primer Red Ranger y el primera líder de los Power Rangers. Anguaño ta retiráu de la interpretación, trabaya como paramédico y enantes foi bomberu.
St. John lleva practicando artes marciales dende los cinco años y ye petrina negra de segundu grau en Tae Kwon Do, petrina negra de primer grau en Yudu, y tamién practica Kenpo.
El so nome artísticu llegó cuando los sos managers na axencia pensaron que Jason Geiger nun yera un nome atanante. Al actor asocedióse-y lo de "St. John", y "Austin" foi suxerencia de los managers inspiraos pol personaxe de Steve Austin, de "The Six Million Dollar Man".
El 10 de marzu de 2015, Austin foi padre d'una neña a la que llamó MacKenzie.
El primer papel protagonista de St. John na interpretación foi en 1993, cuando interpretó a Jason Lee Scott, el Power Ranger Colloráu en "Mighty Morphin Power Rangers" de Saban Entertainment. Con 19 años nel momentu del estrenu, yera'l más nuevu de la repartida orixinal, pero coles mesmes yera tamién el mayor espertu n'artes marciales, y eso integróse al so personaxe. "Mighty Morphin Power Rangers" foi un ésitu inmediatu y convirtióse rápido n'unu de los programes infantiles de mayor audiencia de tolos tiempos. Sicasí, Austin dexó la serie a metá de la segunda temporada por una disputa sobre'l so contratu y el so salariu, y foi reemplazáu na serie por Steve Cardenas, que sería'l qu'apaecería na primer película de la serie.
St. John volvería más tarde a la franquicia como Gold Ranger en "", y como actor invitáu na segunda película, "". Tamién co-presentó l'episodiu especial de 1999 tituláu "L'episodiu perdíu" al pie del so antiguu compañeru y bon amigu Walter Jones, intérprete del primera Black Ranger, y dambos falaron de la hestoria de la franquicia hasta esi momentu, amás de presentar l'episodiu piloto inéditu hasta entós de "Mighty Morphin Power Rangers".
La última apaición de St. John en "Power Rangers" foi nel especial del décimu aniversariu, "Forever Rede", nel que se xunió a otros nueve actores intérpretes del Ranger Coloráu hasta la fecha. Volvió interpretar al Ranger Coloráu orixinal y axuntóse col so antiguu compañeru de repartu Jason David Frank. Tamién foi unu de los participantes convidaos na Power Morphicon 2007 celebrada en Los Angeles que celebraba'l 15.º aniversariu de la franquicia.
Tres dellos años de serviciu como paramédico y bomberu, St. John empezó a faer apaiciones en convenciones en 2014, incluyendo un regresu a la Power Morphicon.
Lew Ayres
Lew Ayres (28 d'avientu de 1908 – 30 d'avientu de 1996) foi un actor estaunidense.
El so verdaderu nome yera Lewis Frederick Ayres III, nació en Minneapolis, Minnesota, y crióse en San Diego (California).
Ayres empezó a actuar en pequeños papeles en 1927. Esi añu foi afayáu mientres tocaba'l banjo na orquesta de Henry Halstead, que taba grabando un curtiu cinematográficu para Vitaphone tituláu "Carnival Night in Paris". 
Ayres trabayó con Greta Garbo nel filme de 1929 "The Kiss", pero foi'l so papel protagonista na película de 1930 "Ensin novedá nel frente" el que-y convirtió nuna estrella. Ayres foi protagonista, xuntu a Janet Gaynor, de "Servants' Entrance" (1934), títulu que combinaba acción convencional con animación de The Walt Disney Company nuna secuencia onírica musical. Tuvo'l primer papel de "Young Dr. Kildare" en 1938 y convirtióse nun ídolu, protagonizando dellos filmes de Kildare. Nesa dómina tamién trabayó con Joan Crawford y James Stewart en "The Ice Follies of 1939".
Como reflexu de los sos papeles médicos y antibelicistas, Ayres foi un pacifista que quixo ser miembru del Cuerpu Sanitariu mientres la Segunda Guerra Mundial. L'exércitu nun podía garantiza-y el destín, polo cual declaróse objetor de conciencia, teniendo de ser destináu a un campu de Serviciu Públicu Civil. Tener una figura famosa nesa situación yera una mala imaxe pal Exércitu, motivu pol cual camudáronse les normes y facilitóse la entrada de Ayres nel Cuerpu Sanitariu. Sirvió nel teatru del Pacíficu y en Nueva Guinea.
En 1948 foi nomáu al Óscar al meyor actor pola so interpretación en "Belinda", pero la so carrera foi escasa tres la guerra. La so compañera de repartu, Jane Wyman, namorar d'él, divorciándose del so home, Ronald Reagan, en 1949.
El branu de 1958, Ayres presentó once episodios d'una serie televisiva del xéneru western, emitida por CBS y titulada "Frontier Justice", una producción de la empresa de Dick Powell Four Star Television. 
Amás, ufiertóse-y interpretar al Dr. Kildare nuna serie de la NBC, pero'l so pidimientu de que'l programa nun tuviera publicidá de tabacu motivó que'l papel fuera finalmente en 1961 para Richard Chamberlain.
Tamién fixo'l papel de gobernador nel episodiu piloto de la serie televisiva de la CBS "Hawaii Five-O". Prefirió nun viaxar a Hawaii pa rodar la serie, pero de cuando en vez actuó n'otros personaxes de la mesma. 
Trabayó, asina mesmu, numberoses vegaes como artista convidáu n'otros programes televisivos. En 1976 participó nun documental, "Altars of the World", nel que s'esponíen los sos principios filosóficos orientales, y que-y valió l'aplausu de la crítica. 
Ayres tamién fixo dellos papeles en producciones de ciencia ficción. Unu d'ellos foi en 1977 na segunda temporada de "The Bionic Woman", como un científicu pacifista, Dr. Elijah Cooper. Otru d'ellos foi'l d'un políticu pacifista nel episodiu piloto de la serie "Battlestar Galactica" en 1978.
Escontra'l final de la so carrera actuó en "The Mary Tyler Moore Show", nel papel de padre de Murray Slaughter, personaxe interpretáu por Gavin MacLeod.
Ayres casóse en trés causes. Primero cola actriz Lola Lane, ente 1931 y 1933. Dende 1934 hasta 1940 lo tuvo con Ginger Rogers. El so últimu matrimoniu, con Diana Hall, duró dende 1964 hasta'l fallecimientu del actor en Los Angeles, California, por causa de unos entueyos apaecíos mientres s'atopaba en coma a los 88 años d'edá. Con Hall tuvo un fíu, Justin, nacíu en 1968.
Foi soterráu nel de Los Angeles.
En 1949 foi nomáu al Óscar al meyor actor por "Belinda". En 1975 foi nomáu al Emmy al meyor actor de repartu nuna serie pola so intervención nel episodiu de la serie "Kung Fu" "The Vanishing Image". Pola so dedicación al cine tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6385 de Hollywood Boulevard.
Aziz Ansari
Aziz Ansari (nacíu'l 23 de febreru 1983) ye un actor, comediante de stand up y escritor estaunidense. Interpreta a Tom Haverford nel programa de NBC "Parks and Recreation".
Ansari nació en febreru de 1983 en Columbia, South Carolina, Estaos Xuníos. Los sos padres son d'orixe musulmán tamil indiu.
Ansari empezó la so carrera na comedia actuando en monólogos en Nueva York mientres el branu de 2001 mientres asistía a la Universidá de Nueva York. Nel añu 2007, creó y protagonizó la comedia de MTV "Human Giant", que s'emitió mientres dos temporaes. Esto dexó-y actuar en películes como "Funny People","I Love You, Man"," Repare and Report", y 30 Minutes or Less. L'actor tamién va participar na comedia "The End of the World" (2013). Sicasí, el so papel más conocíu ye'l de Tom Haverford na serie Parks and Recreation.
Ansari siguió trabayando como comediante. Llanzó'l so primera CD / DVD, tituláu" Intimate Moments For A Sensual Evening" en xineru del 2010. Nos años 2010 y 2011 realizó una xira y anunció otra pal 2012 titulada Buried Alive.
Badja Djola
Badja Medu Djola (9 d'abril de 1948 en Nueva York - 8 de xineru de 2005 en Los Angeles, California) foi un actor estauxunidense conocíu polos sos papeles nes películes "Penitentiary" y "Half Dead".
A lo llargo de la so carrera participó en cerca de 50 películes ente les que destaquen actuaciones secundaries como "The Serpent and the Rainbow" de Wes Craven y "Mississippi Burning" de Alan Parker ente otres producciones.
G. W. Bailey
G. W. Bailey (Port Arthur, Texas, Estaos Xuníos, 27 d'agostu de 1944) ye un veteranu actor de televisión y cine. Anque apaeció en munchos papeles dramáticos, la so fama procede principalmente de la so caracterización de personaxes risibles tales como'l Capitán Thaddeus Harris de Lloca Academia de Policía (1984-1994) o'l sarxentu Luther Rizzo na serie de televisión M*A*S*H (1972-1983). Dende 2005 hasta 2012 participó na serie policiaca "The Closer, "interpretando al Inspector Provenza. Anguaño ta trabayando na serie Major Crimes, na cadena estaunidense TNT. Bailey tien un aspeutu físicu bien distintivu y, siendo canoxu dende los 30 años d'edá, caltuvo prácticamente'l mesmu aspeutu dende los años 70, representando papeles de persones más mayores de lo qu'él yera na mayoría de los sos papeles de los años 80.
Estudió nel Institutu Thomas Jefferson, en Port Arthur, con Janis Joplin. Empezó los sos estudios universitarios na Universidá de Lamar, nel vecín Beaumont, Texas, y más tarde treslladóse a la Universidad Texas Tech, en Lubbock. Dexó la universidá y mientres mediaos de los años 60 trabayó en compañíes de teatru locales, enantes de camudase a California nos años 70. Ende llevó a cabu dalgunos papeles en programes de televisión de la dómina, tales como "Starsky y Hutch" o "Los Ánxeles de Charlie".
Debutó nel cine en 1979, con un papel en "A Force of One", una de les primeres películes de Chuck Norris. Depués consiguió'l papel que-y daría la fama col personaxe de Rizzo en M*A*S*H.
Volvió a la universidá en 1993 na Universidá de San Marcos, Texas. Graduóse en Belles Artes en mayu de 1994, concretamente en teatru. Mientres l'añu escolar 1999-2000 foi l'Artista Residente.
Dende 2001 Bailey trabayó como Direutor Executivu de la Fundación "Sunshine Kids", que trabaya pa facilitar viaxes y otres actividaes a cientos de pacientes de cáncer. Foi voluntariu dende fai más de quince años, en conociendo la fundación por cuenta de la so afiada, que careció de leucemia.
50 Cent
Curtis James Jackson III (Queens, Nueva York, 6 de xunetu de 1975) más conocíu pol so nome artísticu 50 Cent, ye un accionista, raperu, empresariu y actor d'Estaos Xuníos ganador del Grammy. Algamó la fama mundial col llanzamientu de los sos álbumes "Get Rich or Die Tryin" (2003) y "The Massacre" (2005), dambos d'ellos llogrando ésitu multi-platino, "Get Rich or Die Tryin" llogró ser más de 10 vegaes platino y "The Massacre" más de 14 vegaes platino en tol mundu los cualos tán ente los primeres 50 meyores álbumes de la década del 2000s según la revista Billboard. En dexando'l tráficu de drogues pa empezar la so carrera como raperu, foi víctima d'un tirotéu nel que recibió l'impactu de nueve bales mientres un incidente nel 2000. Dempués de llanzar el so álbum "Guess Who's Back?" en 2002, Jackson foi afayáu pol raperu Eminem y robló con Interscope Records. Cola ayuda de Eminem y Dr. Dre, produció'l so primer ésitu comercial importante, Jackson convertir n'unu de los raperos más fuertes del mundu tocantes a vientes. En 2003, fundó'l sellu discográficu G-Unit Records, que robló a dellos raperos d'ésitu mundial como Lloyd Banks y Tony Yayo.
Jackson tamién se dio a conocer por disputa con otros raperos como Ja Rule, Nas, Fat Joe, Jadakiss, Cam'ron, Diddy, Rick Ross, y los ex miembros de G-Unit, The Game y Young Buck. Él tamién desenvolvió una carrera como actor, apaeciendo na película semi autobiográfica Get Rich or Die Tryin' en 2005, Home Of The Brave película sobre la guerra de Iraq en 2006, Righteous Kill en 2008 ente otres. 50 Cent allugóse como'l sestu meyor artista de la década del 2000 según la revista "Billboard". La revista tamién la allugó como'l cuartu artista masculín más popular y como el tercer meyor raperu de la década por detrás de Eminem y Nelly. La revista "Billboard" tamién lo allugó como'l sestu meyor y más esitosu Hot 100 Artista de la década del 2000 y l'artista de rap númberu unu de la década de los 2000. Billboard clasificó'l so discu "Get Rich or Die Tryin" nel númberu 12 como'l meyor álbum de la década de los 2000 y el so álbum The Massacre nel númberu 37. El 20 de de febreru del 2014, 50 Cent abandonó Interscope Records, Shady Records y Aftermath Entertainment dempués d'una unión de 12 años, finalmente'l y la so imprenta G-Unit Records roblaron un alcuerdu de distribución con Caroline Records y un contratu de grabación con Capitol Records pa pone-y fecha a la so 5.º álbum d'estudiu "Animal Ambition";" "el so llanzamientu ta previstu pal 3 de xunu del 2014.
Nacíu en Southside Xamaica, Queens, un barriu de N.Y. La so madre, que se llamaba Sabrina Jackson, yera traficante de drogues y tener solo a los 15 años porque'l so padre nun lu quixo nin conocer. La so madre foi asesinada cuando Curtis (50 cent) solo tenía 8 años d'edá.
Nos 80' mientres la epidemia de crack, 50 empezó col tráficu de la mesma sol nomatu de "BooBoo" 50 cent con 8 años yá andaba con drogues y armes y a los 15 años d'edá yá yera arrestáu por posesión illegal de la yá nomada. Por esa dómina empezó tamién a flirtear col boxéu y anque foi arrestáu delles vegaes más se llantó nos 18 con abondu dineru como pa mercase un Mercés. Dempués de recapacitar, dexó'l tráficu de drogues pa empezar colo que foi la so verdadera pasión, el hip-hop.
Jackson empezó a rapear nel suétanu d'un amigu, el qu'usó pa practicar. En 1996, un amigu presentar a Jam Master Jay de Run-DMC que taba entamando'l so sellu "Jam Master Jay Records". Jay enseñólu a cuntar con chigres, escribir coros, cantares d'estructura, y cómo faer un rexistru. La primer apaición oficial de Jackson foi nun cantar tituláu ""React"" col grupu "Onyx" nel so álbum de 1998 Shut 'Em Down. van acreditase Jam Master Jay, como una influyencia que lu ayudar a ameyorar la so capacidá d'escribir gabitos. Jay produxera'l primer álbum de Jackson, sicasí, nunca foi llanzáu. En 1999, dempués de salir de Jam Master Jay, por cuenta de les vientes de platino, productores de Trackmasters tomaron nota de Jackson, quien depués robló para Columbia Records. Unviáron-y a un estudiu nel norte de Nueva York, onde se producieron treinta y seis canciones en dos semana. Dieciocho fueron incluyíes nel so álbum de llanzamientu non oficial, "The Power Of The Dollar" del 2000 que la so publicación ye de cutio aplazada (y a la fin cancelada).
La popularidá de Jackson empezó a aumentar dempués del esitosu pero tamién polémicu senciellu, underground "How To Rob", qu'escribió en media hora, ente que diba nun autu nel camín a un estudiu. Esplicó'l razonamientu detrás del conteníu de los cantares como: "Nun hai un centenar d'artistes en tala etiqueta, tienes que dixebrate d'esi grupu y faer referencia a ti mesmu". Raperos como Jay-Z, Kurupt, Sticky Fingaz, Big Pun, DMX, Wyclef Jean, Wu-Tang Cla respondieron al cantar, Nas que recibió la tema de manera positiva, convidó a Jackson a viaxar nuna xira promocional del so álbum "Nastradamus". El cantar foi destinada a ser llanzada como senciellu del álbum xuntu con "Thug Love" la cual cunta cola participación de les Destiny's Child, pero dos díes enantes del momentu previstu pa la grabación del video de "Thug Love", Jackson foi baleado y confináu a un hospital por cuenta de les sos mancadures.
El 24 de mayu de 2000, Jackson foi atacáu por Darryl "Hommo" Baum, fora de l'antigua casa de la so güela en Xamaica Del Sur (el Table Dancie del Tíu Joe), Queens. Dir al coche d'un amigu, pero tornó a la casa a buscar unes xoyes. El so fíu taba na casa ente que la so güela taba nel patiu delanteru. Al tornar al asientu traseru del coche, otru automóvil detúvose cerca. Un asaltante averóse al llau esquierdu de Jackson con una pistola 9 milímetros y disparó nueve tiros a espetaperru. Disparáron-y nueve vegaes: na mano (una bala cutió'l pulgar derechu y salió del so deu meñique), el brazu, el cadril, dambes piernes, pechu y mexella esquierda. La ferida de la cara dio llugar a una inflamación de la llingua, la perda d'una muela, y un llurdiu pequeñu nel so voz que la fixo más grave. El so amigu tamién sufrió una ferida de bala na mano. Baum, el presuntu agresor, morrió tres semana dempués. Baum foi tamién amigu de Mike Tyson y el so guardaespaldas.
Jackson recordó l'incidente diciendo: ""Esto asocede tan rápido que nin siquier tienes la oportunidá de disparar de nuevu... dábame mieu too'l tiempu... yo taba buscando nel espeyu retrovisor, 'Oh mierda, daquién disparóme na cara! Ambura, ambura, ambura."" Na so autobiografía, "From Pieces to Weight: Once Upon a Time in Southside Queens", Jackson rellata, ""Dempués de ser baleado ocho veces y nun morrer, punxi a pensar que tengo de tener un propósitu na vida... ¿Cuántu más dañu que Shell podría faer? Una pulgada más cerca y yo diríame"". Utilizó un andador poles primeres seis selmanes y tuvo recuperáu totalmente dempués de cinco meses. Cuando salió del hospital, quedar nos Poconos, cola so entós novia y el so fíu. El so réxime d'entrenamientu ayudólu a algamar el so físicu reconocíu mundialmente non tan solo polos sos tatuaxes nesi entós, sinón pol so gran masa muscular, 50 había vueltu rehabilitáu totalmente, en cuenta de ser al contrariu.
Ente que nel hospital, Jackson robló un alcuerdu de publicación con Columbia Records. Sicasí, foi espulsáu del sellu ya incluyíu na "llista negra" de la industria de la grabación pol so cantar" ""Ghetto Qu' Ran" (Corán Del Guetu). Nun puede atopar un estudiu pa trabayar nos EE.XX., polo que viaxó a Canadá. Xuntu col so sociu y mánager Sha Money XL, grabó más de treinta canciones pa mixtapes ("God's Plan", "50 Is The Future" y "Non Mercy, Non Fear") el cual reproduciría nes cais de Nueva York de manera clandestina xuntu col so grupu G-Unit, col propósitu de construyir una reputación y consiguir dineru pa la producción del so nuevu LP. La popularidá de Jackson aumentó y en 2002, llanzó'l so primer material de forma independiente y llegal llamáu "Guess Who's Back?" el cual yera un discu recopilatorio que tenía tanta temes de "The Power Of The Dollar" como temes inédites sol sellu de Full Clip Records. Empezando a atraer l'interés, y agora col respaldu de G-Unit, 50 siguió faciendo cantares.
Nel 2002, Eminem escuchó una copia de "Guess Who's Back?". Recibió'l CD al traviés del abogáu de 50 Cent, que taba trabayando col xerente de Eminem, Paul Rosenberg. Impresionáu col álbum, Eminem convidó a Jackson a volar a Los Angeles, onde foi presentáu a Dr. Dre. Dempués de roblar un contratu de US $ 1 millón con Shady Records (Eminem) y con Aftermath Entertainment (Dr. Dre), col sofitu de los sos nueves dos casa disqueras Jackson llanzó'l mixtape, "Non Mercy, Non Fear" el cual incluyía la pista "Wanksta", que foi puesta por Eminem na banda sonora de 8 Mile.
En febreru de 2003, Jackson llanzó'l so álbum debú comercial, Get Rich or Die Tryin'. Allmusic describir como "Probablemente'l meyor álbum debú promocionáu por un artista de rap nuna década". "Rolling Stones" señaló l'álbum pol so "riegos escuros sintetizadores, teclaos Buzzy y un rebote persistente funky" con Jackson complementando la producción en ""an unflappable, laid-back flow"". Debutó nel númberu unu nel "Billboard" 200, vendiendo 872,000 copies nos primeros cuatro díes. La tema principal o primer senciellu, "In da Club", foi considerada la nro 18 de Les 100 Meyores Cantares De Hip-Hop de tolos tiempos de VH1. Tamién rompió'l récord de Billboard como'l cantar más escucháu na hestoria de la radio nuna selmana.
Interscope concedía a Jackson el so propiu sellu, G-Unit Records en 2003. Robló a Lloyd Banks, Tony Yayo y Young Buck como miembros establecíos de G-Unit. The Game roblóse más tarde en xunto con Aftermath Entertainment de Dr. Dre.
En marzu de 2005, salió a la vienta'l segundu álbum comercial de Jackson, The Massacre, vendiendo 1.14 millones de copies nos primeros cuatro díes, la más alta nun ciclu de vientes embrivíu. Y algamó el númberu unu nel "Billboard" 200 mientres seis semana. Convertir nel primera artista en tener trés senciellos nel Billboard Top 5 na mesma selmana con "Candy Shop", "Discu Inferno" y "Ho We Do". Rolling Stone señaló que ""L'arma secreta de 50 ye la so forma de cantar la voz. Cantara'l tenor engañosamente aficionaos de soníu que s'esplega en casi tolos coros" "
Dempués de la salida de Game, Jackson robló la cantante de R&B Olivia y a los veteranos del rap Mobb Deep a les files de G-Unit Records. Spider Loc, MOP, 40 Glocc y Young Hot Rod más tarde xuniéronse al sellu. Jackson espresó'l so interés en trabayar colos raperos fora de G-Unit, tales como Lil 'Scrappy de BME, LL Cool J de Def Jam, Mase de Bad Boy, y Freeway de Roc-A-Fella, con dalgunos de los cualos grabó.
En septiembre de 2007, llanzó'l so tercer álbum d'estudiu, Curtis, que foi inspiráu pola so vida enantes de "Get Rich or Die Tryin'". Debutó nel númberu dos nel "Billboard" 200, vendiendo 691.000 unidaes na primer selmana, detrás de "Graduation" de Kanye West, con quien tuvo una competencia de vientes, una y bones los dos álbumes fueron puestos en llibertá'l mesmu día. A pesar de que'l discu de Kanye West vendió más de 900 mil copies, 50 Cent superar internacionalmente con 3.000.000 de copies na primer selmana.
El 18 de mayu de 2009, Jackson llanzó un cantar tituláu "OK, You're Right" producida por Dr. Dre ya incluyóse en "Before I Self Destruct" como primer senciellu oficial del álbum. Na seronda de 2009, 50 Cent apaeció na nueva temporada de ""VH1 Behind The Music"". el 3 de setiembre de 2009, meses tres la publicación del so álbum "Before I Self Destruct", 50 Cent publicó un videoclip pal Soundkillers Phoenix llamáu "Flight 187", que presentó nel so mixtape, "The 50th LAW", y tamién foi ufiertáu como un bonus track na so versión de iTunes de "Before I Self Destruct". El cantar encendíu les especulaciones de qu'había tensión ente'l raperu 50 Cent y Jay-Z polos comentarios de Jackson nel cantar.
Nuna entrevista col sitiu web d'entretenimientu británicu "Contactmusic", 50 Cent anunció que taba trabayando nun álbum dancie llamáu "Black Magic". 50 Cent dixo que s'inspiró nes discoteques europees. "En primer llugar xugóse'l hip-hop que de sópitu camudó de cantares uptempo, conocíu como "Eurodance"". Foi nel Tour de "The Invitation" nel branu de 2010, en sofitu del álbum "Before I Self Destruct". "Grabé 20 cantares pa un álbum de conceutu totalmente distintu", enantes de dar la noticia de poner a un llau l'álbum "Black Magic".
50 Cent reveló que quería qu'el so nuevu álbum tuviera la mesma "agresión" nel so discu debú, "Get Rich or Die Tryin'". Más tarde escribió en Twitter que l'álbum esta "un 80 per cientu rematáu", y afirmó que los fanáticos pueden esperar del álbum nel branu de 2011, sicasí, l'álbum retrasóse hasta 2012 como bien llueu, por cuenta de les tensiones y desalcuerdos en Interscope Records, dempués de que 50 Cent dixo que va llanzar el so álbum en payares de 2011. y tamién se confirmó que "Black Magic" nun va ser el títulu del álbum. 50 Cent yá confirmó que Eminem va apaecer nel álbum, pero tamién confirmó que tuvo trabayando con nuevos productores como Boi-1da y Alex da Kid. Cardiak, quien tamién produció """Start It Up""" de Lloyd Banks, tamién confirmó que se produxera un cantar pal próximu álbum
DJ Whoo Kid confirmó nuna entrevista que fixeron que 50 Cent taba filmando una nueva película con Robert De Niro en Nueva Orleans.
50 Cent llanzó'l primer cantar del so quintu álbum d'estudiu, titulada "Outlaw", a la Internet el 16 de xunu de 2011. El single foi producíu por Cardiak. Foi llanzáu en iTunes el 19 de xunetu de 2011, anque 50 Cent confirmó al traviés de la so cuenta de Twitter que'l cantar nun foi'l primera single del álbum. 50 Cent ta llistu pa llanzar un llibru tituláu "Playground". A diferencia de los sos esfuerzos lliterarios anteriores - que se centren na hestoria de la so vida y les riegles del poder - nesta ocasión ta destináu a un públicu adolescente con una novela semi-autobiográfica alrodiu de la intimidación. Acordies con un comunicáu de la editorial del llibru, la novela en primer persona que va ver la lluz en xineru de 2012 y va cuntar la hestoria d'un matón o bully de la escuela de 13 años d'edá "qu'atopa la redención mientres s'enfrenta a lo que fixo."
50 Cent comprometióse a apurrir el so quintu álbum d'estudiu nos últimos años, pero'l LP puede retrasase hasta'l 2012. Nuna serie de tweets, Jackson esplicó qu'él y el so sellu discográficu Interscope nun tán na mesma páxina sobre la manera de llanzar l'álbum y que ta retrasando'l so llanzamientu. 50 Cent más tarde suxurió qu'el so álbum va llanzar en payares de 2011, xuntu cola so llinia d'auriculares SMS by 50.
50 Cent faló con MTV en relación a la posibilidá de salir de Interscope Records. "Nun sé", dixo 50 a MTV News, cuando se-y preguntar si roblar de nuevu con Interscope una vegada qu'el so cinco quintu discu fuera llanzáu. "Ye tou va quedar más claru nes negociaciones en pos de mi convirtiendo esti álbum real. Y, poques gracies, el rendimientu y la forma en que realmente traten el trabayu va determinar si inda deseyo permanecer nesa posición o non." El 20 de xunu de 2011, 50 Cent anunció que va llanzar un LP tituláu "Before I Self Destruct II". La secuela a la so LP el 2009 suxúrese que se va publicar dempués del so quintu álbum d'estudiu.
50 Cent faló con Shade45 n'apaiciones especiales con relación al so quintu álbum d'estudiu. ""Yo tenía cuatro canciones en Detroit con Eminem. Fixi dos col productor Just Blaze, un conxuntu Boi-1da, y yo fixi daqué con Alex Da Kid. Fiximos dos que son individuales definíes y los otros dos son los tipos de rexistros qu'estáu faciendo, más empobinada a la mio audiencia principal, más agresivu, más d'un tipu distintu d'enerxía a la mesma." "
En septiembre de 2011, 50 Cent llanzó un cantar tituláu "Street King Energy Track # 7" nun intentu por promover la so bébora enerxético Street King. Siguió sacando temes como esti conocíos como "freestyle" sobre Street King los cualos fueron arrexuntaos nun solu mixtape llamáu ""Street King Energy" 2011".
N'avientu de 2011, 50 Cent prometió a los sos siguidores per mediu de la rede social "Twitter" que va xubir un videu musical per cada cantar del "mixtape" The Big 10 un mixtape gratuitu que puede descargase al traviés de la so páxina oficial de "Facebook".
El 20 de marzu de 2012, 50 Cent afirmo al traviés de la so cuenta oficial de "Twitter" de qu'el so próximu álbum va salir el 3 de xunetu de 2012 y esclario que ta trabayando con DJ Drama nun nuevu mixtape de la serie "Gangsta Grillz", tituláu "The Lost Tape" el cual va ser llanzáu'l 15 de mayu del 2012 como antoxana de lo que sería'l so quintu álbum d'estudiu "5 (Murder by Numbers)" el cual terminó siendo un EP de baldre llanzáu al traviés de la páxina oficial de 50. Esti EP cunta cola collaboración de raperos como Snoop Dogg col cual yá presentar apocayá na primer selmana del Festival de Música Coachella 2012 reconocíu pola apaición del famosu Holograma del fináu raperu Tupac y por ser un conciertu qu'axuntó raperos de la talla de Dr. Dre, Eminem, Snoop Dogg, 50 Cent, Wiz Khalifa, Kendrick Lamar ente otros, xuntos en tarima, y les nueves amiestes de G-Unit, Precious Paris y Kidd Kidd.
Depués del fallíu intentu de llanzar "5 (Murder by Numbers)" como'l so quintu álbum d'estudiu y de promocionar lo suficiente la so llinia de audicualres "SMS Audiu", 50 dedicar a refaer el so álbum so un nuevu nome y formatu, "Street King Immortal", que foi pautado pa ser llanzáu'l 13 de payares del 2012 pero foi aplazáu pa xineru del 2013. Esti álbum yá cunta con dos senciellos, el primeru llamáu "New Day" el cual ye una collaboración al pie de Dr. Dre y Alicia Keys, y el segundu tituláu "First Date" xuntu a Too $hort el cual yá cunta con un videu musical. "Street King Immortal" cuenta cola producción de Alex da Kid, Bangladex, Boi-1da, Cardiak, DJ Felli Fel, Drumma Boy, Hit-Boy, J.O.S.T.I.C.Y. League, Jake One, Jim Jonsin, Just Blaze, Symbolyc One ente otru productores. Yá se confirmaron collaboraciones tales como "My Life" xuntu con Eminem y Adam Levine de Maroon 5, y l'apaición d'artistes de la talla de Chris Brown, Dr. Dre, Wiz Khalifa ente otros. El 20 de xineru de 2013, "My Life" debutó número dos nel Reinu Xuníu, detrás de "Scream & Shout" de will.i.am y Britney Spears, magar que los pronósticos d'OCC sostuvieren que sería'l primer númberu unu del raperu nel estáu británicu.
El 20 de de febreru del 2014, 50 Cent abandonó Interscope Records, Shady Records y Aftermath Entertainment dempués d'una unión de 12 años, finalmente'l y la so imprenta G-Unit Records roblaron un alcuerdu de distribución con Caroline Records y un contratu de grabación con Capitol Records pa pone-y fecha a la so 5.º álbum d'estudiu "Animal Ambition";" "el so llanzamientu ta previstu pal 3 de xunu del 2014. Esti álbum cunta colos senciellos "Smoke" producíu por Dr. Dre, y "Don't Worry About It". Enantes llanzó la tema "The Funeral" acompañáu d'un videu musical del mesmu.
Jackson establecióse nuna variedá de campos. En payares de 2003, robló un periodu de cinco años con Reebok a distribuyir un "G-Unit Sneakers" la so marca personal de la llinia como parte de la so G-Unit Clothing Company. Llanzó'l videoxuegos como, 50 Cent: Bulletproof, que foi llanzáu para PlayStation 2, Xbox y la PlayStation Portable. La so secuela de 50 Cent: Blood on the Sand, foi llanzáu a principios de 2009. Trabayó con Glacéau pa crear una bébora a base d'enagua de vitamina llamada Formula 50. En 2007, Coca-Cola compra Glacéau en. 4,1 mil millones de Dólares. Forbes envaloró que Jackson, tien una participación na empresa, ganó $ 100 millones del alcuerdu llimpios d'impuestos. Acomuñóse cola derecha a la Guardia empecipió un aerosol corporal llamáu Pure 50 RGX Body Esprái y una llinia de preservativos denominada Magic Stick Condoms, na que tenía previstu donar parte de los ingresos a la concienciación del VIH. Jackson robló un alcuerdu de dellos años con Sports Steiner pa vender los sos oxetos d'interés.
En 2005, Jackson fixo un Caméu nel episodiu de Los Simpson ""Pranksta Rap"", nel que fai de la lluz de los sos problemes llegales. Él mesmu añu, protagonizó xuntu a Terrence Howard na película semi-autobiográfica Get Rich or Die Tryin'. Actuó na película de 2006, Home of the Brave, como un soldáu que torna de la guerra d'Iraq, traumatizáu dempués de matar a una muyer iraquina. Jackson ta trabayando nun papel como combatiente nuna prisión estatal d'Angola en Spectacular Regret xuntu Nicolas Cage, y protagonizó xuntu a Al Pacino y Robert De Niro en 2008 en Righteous Kill, una película sobre la muerte d'un policía. Tamién fundó les empreses de producción de películes G-Unit Films en 2007 y Cheetah Vision en 2008. N'agostu de 2007, Jackson anunció planes pa llanzar una compañía de suplementos dietéticos en relación cola so espectacular película Regret.
N'agostu de 2005, poco primero de apaecer en Get Rich or Die Tryin', Jackson publicó una autobiografía titulada From Pieces to Weight: Once Upon a Time in Southside Queens. Na mesma, Jackson esquiza les fuerces cultural y económicu que lo llevaron a vender cocaína y crack, los detalles de la so actividá empresarial como un narcotraficante y depués como raperu, y cavilga sobre'l so propiu calter y na sociedá. El 4 de xineru de 2007, Jackson llanzó la so imprenta G-Unit Books nel edificiu de Time Warner. Tamién co-escribió El Camín pasamontañas, una novela sobre un pequeñu traficante de drogues qu'intenta robar a les sos empleadores, que convirtióse nuna película. Jackson dixo que lleó Les 33 estratexes de Guerra de Robert Greene, y trabayó col autor nun llibru tituláu La Llei 50, una urbana tomar nes 48 lleis del Poder. En mayu de 2008, Jackson xunir al multimillonariu Patrice Motsepe pa forxar una sociedá conxunta de vienta de 50 Cent-platino de marca.
Jackson empecipió un "reality" de MTV tituláu , el concursante ganador llogró $ 100.000 per parte de Jackson. El ganador de dichu programa foi Ryan Mayber.
El 8 de setiembre de 2009, publicó'l so llibru "The 50th Law".
En 2010, la empresa de películes de Jackson, "Cheetah Vision", aterrizó $200 millones en financiamiento.
En xunetu de 2011, 50 Cent reveló la so iniciativa p'apurrir alimentos a millones de persones n'África en 2016. 50 Cent acomuñar colos socios de "Pure Growth" pa llanzar una bébora enerxético de caridá llamada "Street King" que va ayudar na llucha contra la fame nel mundu. Per cada compra de "Street King", una porción de les vientes van destinar a apurrir una comida diaria a un neñu más desfavorecido en tol mundu. L'asociación coincide cola declaración de la misión Fiddy d'alimentación de millones de persones n'África mientres los próximos cinco años.
"50 Cent y yo compartimos una visión común: Pa faer frente a los problemes del mundu al traviés de modelos de negociu intelixente y sostenible", dixo Chris Clark, fundador y conseyeru delegáu de Socios de Pure Growth. "Cola fame reinal n'África y la fame qu'aflixen a los neños en tol mundu, precisamos empreses socialmente responsables qu'afecten a un verdaderu cambéu agora más que nunca."
50 d'alcuerdu, declaró: "Toi inspiráu pola visión de Clarke y enfoques innovadores pa faer frente a graves problemes. Ye la nuesa misión con "Street King" pa camudar realmente la vida de los neños de tol mundu".
SMS Audiu foi fundada en marzu de 2011 en Delaware, que depués s'incorporen en Florida n'agostu de 2011, por 50 Cent. El nome llograr de l'abreviatura de "Studio Mastered Sound". Jackson empezó a buscar una empresa que pudiera adquirir pa camudar de marca y faela so. SMS adquirió KonoAudio n'agostu de 2011 por un monto non reveláu. El so fundador, Brian Nohe, convertir nel Presidente de SMS Audiu. Nohe yera un ex executivu de Gillette que fundó KonoAudio en 2007 por cuenta del so interés personal na música y equipos de gama alta d'audiu. Jackson y Brian Nohe trabayáu xuntos en diseñu de tres tipos d'auriculares de gama alta que se publicar a finales de 2011 y principios de 2012. En xunu de 2012 los auriculares SMS comercializáronse al traviés de infomerciales de QVC. N'avientu de 2011, Jackson anunció que la iniciativa "Feeding America" sirviría 250 comíes a los estaunidenses que carecen fame pa cada auricular que se viende nel país dende'l sitiu web oficial de SMS Audiu.
El 26 d'ochobre de 1997, Shaniqua Tompkins dio a lluz al so fíu, Marquise Jackson. Tompkins demandó a Jackson por más de $ 50 millones de dólares, argumentando qu'él dixo que diba curiar d'ella pal restu de la so vida; La demanda, qu'inclúi 15 reclamaciones foi tornada más tarde por un xuez, llamándola "una hestoria llamentable d'una relación amorosa agraviada." En febreru de 2009, Tompkins y el so abogáu tán considerando un recursu de casación. Anguaño ta en quiebra solo tien 500 dólares na cuenta
La nacencia del so fíu camudó les perspectives de Jackson na vida: ""Cuando'l mio fíu entró na mio vida, les mios prioridaes camudaron, yo quería tener con él la relación que nun tenía col mio padre"". Dio creitu al so fíu pola so inspiradora carrera y ser ""la motivación pa dir nuna dirección distinta"".
Jackson tenía un tatuaxe d'un ánxel nel so costazu de derechu y un hachu nel bíceps derechu col nome "Marquise" (el so fíu) escritu en colloráu a un llau. ""L'hachu ye porque soi un guerreru. Anque nun quiero qu'él sía unu"", esplica Curtis. Tamién tenía na parte interna baxa del mesmu brazu'l nome de la so madre "Sabrina" y embaxo dicía ""Ghetto Angel"" (ánxel del guetto) y un gran dibuxu d'un ánxel.
Nel so bíceps esquierdu tenía un dibuxu con una corona y al centru un "50", na parte interna del antebrazu del mesmu llau tenía una cruz con una "D" y la palabra ""God understands Me"" (Divos Entiéndeme).
Na parte esterior de la so mano derecha tien un pequeñu tatuaxe que dicía ""G-Unit"" cerca del pulgar.
Tamién tenía un gran "50" que cubría toa'l so llombu, (dientro del númberu "5" tenía tatuáu na parte alta la palabra ""Gangsta"" y na parte baxa la frase ""Cold World"") ""Southside"" na parte de riba y "G-Unit" inscritu na parte baxa. Alrodiu de los tatuaxes del so llombu, Jackson alegó lo siguiente ""yo soi un productu d'esi mediu ambiente. Ye'l pesu que llevo sobre'l mio llombu, sicasí, lo que ye tou detrás de mi"" esti tatuaxe nel so llombu foi asonsañáu na película Epic Movie coles mesmes inscripciones sacante que camudaron el ""Southside"" por ""Westside"".
Tenía tamién un graffiti tatuáu nel so abdome cola inscripción ""Love & Hate"" nel llau derechu de la inscripción tenía un bocetu cola cara de Xesucristo y nel llau derechu la cara d'un diañu.
Y d'últimes un tatuaxe nel llau esquierdu del so pescuezu cola palabra ""Beaulak"".
Tres la so carrera como actor tuvo que quitar tolos tatuaxes, sacante'l que ta al llau esquierdu del so pescuezu.
En 2005, Jackson espresó'l so sofitu al Presidente George W. Bush dempués de que'l raperu Kanye West criticar pola lenta respuesta na asistencia a les víctimes del furacán Katrina. Si les sos condenes por delitos graves nun-y torgaren votar, según él, votaría a favor de George W. Bush. Más tarde afirmó que Bush ""tien menos compasión que'l ser humanu promediu. Sía comoquier, yo nun aspiro a ser como George Bush"".
El 12 d'ochobre de 2007, l'alcalde de Bridgeport, Connecticut, declaró'l "50 Cent Curtis Jackson Day" (El día de 50 Cent). Foi honráu cola llave de la ciudá y una proclamación oficial.
Unu de los sos llares en Nueva York, adquiríu por 2,4 millones de dólares en xineru de 2007, amburóse'l 31 de mayu de 2008 mientres s'atopaba fora de la ciudá nel rodaxe d'una película en Luisiana, que centró un pleitu ente Jackson y la so ex novia Shaniqua Tompkins.
N'avientu de 2008 Jackson declaró a la prensa canadiense la perda de dellos millones de dólares nel mercáu de valores. Tamién llegó a dicir que fuera incapaz de vender la so casona de Connecticut y emburrió "Before I Self Destruct" tres la causa de la recién recesión económica.
En 2009, Forbes reconoció a Jackson pola so riqueza, asitiándolo primero, per delantre de Jay-Z na industria del rap. Mora en Farmington, Connecticut, na antigua casona del ex boxeador Mike Tyson. Púnxose la casona a la vienta por $ 18.5 millones p'averase al so fíu que vive en Long Island cola so ex-novia.
En 2011, 50 Cent publicó na so cuenta de Twitter una semeya na qu'apaez con $ 500.000 n'efectivu xugando con ellos y al empar confirmaba que tien una fortuna según Wall Street Journal de $ 600.000.000. [1]
Nel 2003, 50 caltuvo una relación cola actriz Vivica A. Fox siendo inspiración pa él en cantares tales como ""I'm Really Hot"", ""Dreams"" y ""Get In My Car"". Y la cual tien un fíu en Ecuador. El curtiu romance ente mayu y avientu terminó con una andanada d'insultos y acusaciones fuertes ente los dos na prensa.
En payares del 2009 ver de nuevu xuntos pa faer el videu musical del cantar "Do You Think About Me" y créese que ye la pareya actual de 50, nel videoclip el rol que xuega Fox ye'l de la ex novia de 50, ella camina nun restorán y ve a 50 cola so novia nueva, l'actriz Tamala Jones, tres un ataque de nervios pincha los neumáticos d'un Lamborghini Gallardo similar al de 50 y tamién se-y ve faciendo vudú a un moñecu de 50, nesti video pueden vese semeyes de 50 con Vivica cuando yeren pareya inclusive mientres el 2003 MTV Video Music Awards.
Nel 2005, Mientres la filmación de la película semi autobiográfica de 50 Get Rich Or Die Tryin' vióse-y rellacionáu emocionalmente cola actriz que fai'l papel de la so novia Joy Bryant, la que fuera novia de Usher.
Unu de los miembros del equipu de filmación foi'l que desveló esti romance al diariu "New York Daily News", por una bona cantidá de dólares, suponemos. La pareya caltuvo la so relación de callao, traten d'evitase cuando s'atopen nel set de filmación pero polo visto, cuando llega la nueche, atopar na habitación del so hotel.
50 tamién sostuvo una relación amorosa cola cantante de R&B Ciara mientres el 2008, publicaron unes semeyes d'estudiu nes cualos el raperu sostien a Ciara cargándola coles manos nel traseru de la cantante, 50 ta ensin playera, y la cantante colos senos desnudos (topless) y una tanga, n'otra semeya amuésase'l traseru de Ciara en tanga, y les manos de 50 Cent con una sorrisa afalagando'l so traseru, n'otra de les semeyes salen besándose, y na postrera salen dambos dafechu desnudos, esta relación terminó por motivos desconocíos pero la cantante Ciara yera enantes novia del raperu Bow Wow; esto provocaría que Bow "Weezy" faltara nun cantar a 50 Cent. En 2013 Ciara axuntar col raperu dempués de tantos años pa falar de negocios, yá que 50 Cent ye dueñu de ciertes acciones de la cantante, díes dempués Ciara reveló'l so gran amor al raperu a pesar de los sos tropiezos pasaos, falo sobre la so relación amorosa y revelo posibles collaboraciones nel futuru, dempués d'estos sucesos viéronse-yos xuntos en restoranes, chigres y clubes de manera bien amorosa anque se negaron a falar de la tema. Anguaño Ciara ye la novia formal, y ayudante de negocios del raperu Future.
Nél 2008 vióse-y nuna discoteca a 50 Cent cola modelu, actriz, diseñadora y cantante Paris Hilton tratándose d'una forma bien amorosa, de fechu na web hai una imaxe de Paris besando na mexella a 50, depués d'un tiempu nun los vieron xuntos anque Paris confirma que tuvo una relación con Curtis, esta relación tuvo problemes depués de que nun conciertu previu al "Super Bowl", onde los equipos Patriotes y Xigantes apostárense'l troféu de la edición 42 del tornéu, nel que Paris xubió al escenariu tratando de llevase l'atención y 50 díxo-y en voz alta ""Escuse me, can you get the fuck off the stage?"" que n'español significa "Escúlpame, ¿Puedes baxate del xingáu escenariu?", de momentu, los medios de comunicación que s'atopaben presentes enfocaron los sos cámares a Paris Hilton, quien salió nun mar de llárimes.
La relación más recién de 50 Cent ye cola modelu dominicana Tahiry la cual ye aclamada ante los medios pol so gran traseru, vióse-yos a empiezos del añu 2010 de forma amorosa en delles semeyes les cualos "supuestamente" son del set del videoclip musical "Do You Think About Me". Dambos confirmaron el so amoríu dexando tras la relación con Vivica A. Fox y nel casu de Tahiry col raperu Joe Budden.
El 29 de xunu de 1994, Jackson foi arrestáu por ayudar a vender cuatro viales de cocaína a un policía tapáu. Foi arrestáu de nuevu trés selmanes más tarde, cuando la policía rexistró la so casa y atopó heroína, Cocaína, Marihuana y cien gramos de crack, y una pistola de salida y tamién por boxéu clandestín. Foi condergáu de trés a nueve años de prisión, pero iguar pa sirvir a seis meses nun campu d'entrenamientu militar, onde llogró'l so GED gracies a eso solo paso 3 años na cárcel. 50 cent robaba armes del exércitu y les vendia nes cais de Brooklyn de forma illegal. Jackson dixo qu'él nun fixo usu de la cocaína a sigo mesmu, namái lo vendía.
50 Cent foi condergáu a dos años de llibertá condicional el 22 de xunetu de 2005 por un incidente asocedíu en mayu de 2004, cuando 50 Cent saltó a l'audiencia dempués de ser cutíu con una botella d'agua. Foi acusáu de tres cargos d'asaltu y agresión
El 21 de xunetu de 2007, Jackson presentó una demanda $ 1.000.000 contra la empresa de publicidá "Traffix Inc". de Pearl River, Nueva York por usar la so imaxe nuna promoción que, según él, amenacia la so seguridá. Tomó conociemieto de la publicidá n'Internet, depués de qu'unu de los miembros d'el so personal violo nuna páxina de MySpace. Según documentos xudiciales, l'anunciu amuesa una caricatura del raperu y el mensaxe: "Dispara al raperu y gane $ 5000 o cinco ringtones garantizaos". Anque l'anunciu nun fixo usu del so nome, la imaxe supuestamente tenía la intención de paece-y -y. Na demanda llamóse como "llaín, despreciable y de mal gustu" l'usu d'imaxes de 50 Cent, que "lliteralmente llamen a la violencia na so contra". La demanda busca daños y perxuicios y una orde xudicial permanente contra l'usu de la so imaxe ensin el so permisu.
50 Cent dixo que tenía la intención de que'l senciellu sía una chancia, y nun significa una falta de respetu a naide. Sicasí, una serie de raperos que se menta nel cantar respondieron a la tema. Los comentarios realizaos nel Wu-Tang Cla fueron respondíes n'álbum de Ghostface Killah, "Supreme Clientele" nun cantar llamáu ""Ghost Deini"" ya inclusive de manera más directa nun sketch llamáu ""Clyde Smith"", qu'incluyía unu de los miembros de Wu-Tang Cla falando sobre como intentaríen xingar a 50, que puede identificase como Raekwon, cuando la pista acelérase. Un supuestu cantar llamáu, "¿"What The Fuck It's 50 Cent"", que circuló pola web nos empiezos de 2001 se rumoreaba que yera pola Cla, pero demostró ser rexistráu por Polite del "American Cream Team" (Raekwon's then-side project).
Jay-Z tamién reaccionó a los comentarios na tema llamada ""It's Hot (Some Like It Hot)"", del álbum Vol. 3... Life and Times of S. Carter:
""Vas en contra de Jigga el to culu ye trupu"
"¿Quién coyona ye 50 Cent?, yo toi a puntu del pesu""
Sticky Fingaz respondió a la tema col so cantar ""Jackin' for Beats"":
""El verdaderu 50 de Brooklyn dios bendicir, él foi"
"El to yes solo un payasu falsu que fai frente y ganen al respeutu"".
Big Pun respuende a esta pista nel so álbum ""Yeeeah Baby"", nel cantar ""My Turn"":
""Y a'l raperu 50 Cent, bien risonderu - sácate eses boles, porque na vida real, toos sabemos que te vuelo la cabeza de mierda... Si voi escribir un cantar, va ser de lo que tenía que vencer al to fíu de puta culu y que va ser el nome del fíu de puta: "...That's Why I Had To Beat Your Motherfucking Ass', featuring Tony Sunshine.""
Kurupt respondió nel cantar ""Callin' Out Names"":
""Agora ye'l mc 50 que nun ye la peor mierda"
"Va Consiguir el so culu patiscáu 50 vegaes, vencíu a 10 per cientu""
Wyclef Jean respondió nel cantar de ""Low Income"", del so álbum del 2000, "The Ecleftic":
""Quedo tanta fame que si 50 Cent llegó a robame"
"él sería parte de la mio caridá.""
Antes de roblar con Interscope, Jackson tuvo bien arreyáu nuna disputa bien espublizada col raperu Ja Rule y el so sellu "The Inc. Records". Jackson afirma qu'un amigu robó a Ja Rule les sos xoyes y que Ja Rule acusó-y d'el so creación. Sicasí, Ja Rule afirmó'l conflictu surdió d'una sesión de videu en Queens porque Jackson nun-y gustaba ver lo "consiguir tanto amor" del barriu. En marzu de 2000, mientres en The Hit Factory Studio en Nueva York, Jackson tuvo un fregáu con asociaos a Murder Inc.. El paciente foi tratáu con tres puntos de sutura dempués de recibir una ferida d'arma blanca. El raperu Black Child axudicóse la responsabilidá pol apuñalamientu, diciendo qu'actuó en defensa mesma porque pensó que daquién tomó una arma de fueu.
Una declaración xurada por un axente del IRS suxurió que Murder Inc. tenía venceyos con Kenneth "Supreme" McGriff, un capo de la droga de Nueva York que yera sospechosu de tar arreyáu nel asesinatu de Jam Master Jay y los disparos de Jackson.
Nuna entrevista con MTV, Ja Rule reconoció la so derrota frente a 50 Cent y dixo qu'el so nuevu álbum, "The Mirror", nun prosiguir con nengún feudu pasáu qu'él participó. Él dixo: Hubo un montón de coses que quería dicir, y yo nun quiero qu'haya nengún track "amargosu" nel álbum. Porque nun toi amargáu por tou lo qu'asocedió (nos últimos años).
Antes del llanzamientu de The Massacre, Jackson grabó un cantar llamáu ""Piggy Bank"", una respuesta al cantar de Ja Rule ""New York"", que se penerar enantes del llanzamientu del álbum. El cantar falta a raperos como Fat Joe, Nas y Jadakiss. Fat Joe respondió con un cantar, ""My Fofu"", acusando a Jackson de tomar esteroides escondíu na so casa, y tar celosos de Game. Jadakiss tamién respondió con un cantar, ""Checkmate"", y dixo que Jackson taba tratando de "crear espectación pal so nuevu álbum". El video musical de "Piggy Bank" retrata caricatures animaes de Jadakiss (como les tortúes Ninja), Fat Joe (como King Hippo de Mike Tyson Punch-Out), Nas (como un neñu escorriendo a un camión de "batíos" vistíu de Superman, y The Game (como Mr. Potato Head). Tamién falta a toos na versión tiraera de la so single ""Window Shopper"" Kelis, la esposa de Nas, respondió al cantar nel so senciellu "Bossy". Nas respondió más palantre con ""Non Body Yá Self (MC Burial)."" Nas más tarde respondió a 50 nel cantar ""Street Ridaz"" la cual apaez nel mixtape de The Game "Break Lights".
Jackson faló negativamente del magnate de Bad Boy Entertainment, Sean "Diddy" Combs y grabó un cantar, "Hip-Hop", que revela les razones detrás de los sos sentimientos negativos: de primeres, una disputa contractual sobre Mase. Nel cantar, dio a entender que Diddy sabía sobre l'asesinatu de The Notorious B.I.G. y amenaciar con esponer al traviés d'antiguos socios. La disputa resolvióse, cuando los dos raperos apaecen en MTV, TRL y Sucker Free, respectivamente, indicando que nun tien problemes enagora. La disputa alicó en 2010 con 50, diciendo que la música de Diddy "apesta", Diddy ignoró estos comentarios.
El 1 de febreru de 2007, Cam'ron y Jackson tuvierón un discutiniu en vivu en "The Angie Martinez Show" de radiu en Hot 97. Jackson comentó que "Koch Entertainment" yera un "campusantu", esto ye, los grandes sellos nun diba funcionar con si nun trabayaben colos sos artistes. Cam'ron entós fixo risión a los récord de vientes de los miembros de G-Unit Lloyd Banks y Mobb Deep diciendo que Jim Jones vendió'l so álbumes a pesar de roblar con un sellu independiente y que'l so grupu, The Diplomats, fixeren un alcuerdu de distribución de delles marques. Dambos raperos llanzaron cantares "diss" con videos en YouTube. Jackson aliega en ""Funeral Music"" que Cam'ron yá nun ye capaz de llevar a The Diplomatics y que Jim Jones tien de tomar el so llugar. Cam'ron respondió con ""Curtis"" y ""Curtis Pt. II"", nel que se burlla de l'apariencia de Jackson, llamándolo "un gorila, con dientes de coneyu". Jackson respondió col llanzamientu de ""Hold On"" con Young Buck.
Primero que Game llanzara'l so álbum debú The Documentary, que llueu se convirtió nun desalcuerdu. Dempués del so llanzamientu, Jackson sintió que Game foi deslleal por dicir qu'él nun quería participar nes engarradielles de G-Unit con otros raperos y que tampoco tenía ganes de trabayar con artistes que taben metíos nestes pulgues. Tamién afirmó qu'escribió seis canciones nel álbum y nun recibió creitu por cuenta del so trabayu.
Más tarde Jackson despidió a Game de G-Unit na radio Hot 97. Tres l'anunciu, Game, quien foi convidáu a principios de la nueche, intentó entrar nel edificiu cola so redolada. Dempués de ser negada la entrada, unu de los sos compañeros recibió un disparu na pierna mientres un enfrentamientu con un grupu d'homes saliendo del edificiu. Cuando la situación agravóse, dambos raperos celebraron una conferencia de prensa p'anunciar la so reconciliación. Los fans teníen sentimientos atopaos tocantes a si los raperos crearon un trucu publicitariu p'aumentar les vientes de los álbumes qu'acababen de llanzar. Sicasí, inclusive dempués de que la situación, G-Unit crticó la supuesta "credibilidá na cai" de Game. El grupu denunció a Game y anunció que nun se presentará les sos collaboraciones nos sos futuros álbumes. Mientres una presentación nun Summer Jam, Game llanzó un boicó en contra de G-Unit llamáu "G-Unot".
Dempués de l'actuación nel Summer Jam, The Game respondió con ""300 Bars & Runnin' "", una tiraera empobinada tantu a G-Unit Records, según a los miembros de de Roc-A-Fella Records nel mixtape ""You Know What It Is Vol. 3"". Jackson respondió al traviés del video musical de "Piggy Bank", qu'inclúi a Game como un Mr. Potato Head y tamién asonsaña a otros rivales. De magar, dambos grupos siguieron atacando al otru. Game llanzáu dos mixtapes más ""The Ghost Unit"" y mixtape/DVD llamáu ""Stop Snitchin', Stop Lyin"'".
Jackson publicó un cover de la cabeza de Game nel cuerpu d'un stripper pal mixtape "Hate It or Love It (G-Unit Radio Part 21)", como una respuesta Game al amosar imaxes de G-Unit vistíos de Village People. A pesar de que se robló para Aftermath Entertainment, Game dexó'l sellu y robló con Geffen Records pa terminar les sos obligaciones contractuales con G-Unit.
Spider Loc (miembru de G-Unit) tamién empezara a faltar a Gamr en dellos cantares. Amás, Game llanzó ""240 Bars (Spider Joke)"" y ""100 Bars (The Funeral)"", tantu atacando G-Unit y Spider Loc, ente otros. La respuesta de Jackson foi ""Non Rich, Still Lyin"'", onde se burlla de The Game. Lloyd Banks respondió a Game nuna sesión d'estilu llibre de Rap City. Game, llanzó rápido un discu-tiraera llamáu ""SoundScan"", onde Game burllar del álbum Rotten Apple de Lloyd Banks. Banks respondió nel so mixtape ""Mo' Money In The Bank Pt. 5: Gang Green Season Continues"" con un cantar llamáu ""Showtime (The Game It's Over)"". Lloyd Banks diz que Jackson escribió la metá del álbum debú de The Game, "The Documentary" y búrllase de los pensamientos suicides de The Game.
N'ochobre de 2006, The Game estendió un tratáu de paz con Jackson, que nun foi darréu respondíu. Sicasí, un par de díes más tarde, en Power 106, señala que'l tratáu foi ufiertáu solamente per un día. N'álbum de The Game, The Doctor's Advocate, afirma que la engarradiella terminó en delles de los cantares.
En xunetu de 2009, Game dixo que la tiraera foi "aplasatda" cola ayuda de Michael Jackson y Diddy, y esculpóse poles sos acciones mientres la tiraera. Tony Yayo dixo que nin Jackson (50 Cent) o G-Unit aceptaríense les sos sides. De magar, Game siguió cola so campaña "G-Unot" nos conciertos. Jackson publicó ""So Disrespectful"", un cantar incluyíu en Before I Self Destruct na cual falta a Jay-Z, Game y Young Buck. Game más tarde respondió col cantar ""Shake"", burllándose del video musical del senciellu "Candy Shop" de 50. Game tamién se mete con G-Unit delles vegaes nel cantar ""400 Bars"".
En septiembre de 2011, 50 Cent faltó-y el respetu a Game nel cantar ""Love, Hate, Love (Hate It or Love It Pt.II)"", nel que respondió a Game na so cuenta de Twitter, diciendo que diba volver a tira-y dempués de la so xira termine, y cito:
[@50Cent ""Toi faciendo programes de xira, pero asina @avanterose atope un estudiu pa mi, yo voi tar matando al negru cara de culu que sale nel "Planeta de los Simios"" (con referencia a Game).
En xineru de 2009, Rick Ross empezó un feudu con 50 Cent, porque supuestamente mirar de forma inrespetuosa nuna ceremonia de premios. Sicasí, Jackson dixo a fontes de noticies que "nin siquier recuerdo ver a Rick Ross ellí". A finales de xineru, una pista titulada "Mafia Music" de Rick Ross, penerar n'Internet. Había delles llinies que paecen dirixíes a Jackson. Díes más tarde, Jackson publicó "Officer Ricky (Go Head, Try Me)" en respuesta a comentarios de Rick Ross nel so cantar "Mafia Music". A otru día, Rick Ross apaeció en Shade 45, y díxo-y a Jackson p'ameyorar les coses nes siguientes 24 hores.
Antes de dir a Venezuela, Jackson xubió un video tituláu "Warning Shots", onde alvierte Rick Ross: "Voi volver la to vida una mierda por diversión". Amás, Jackson llanzó la primera de delles series de dibuxos animaos titulada "Officer Ricky". A principios de febreru, Jackson, una vegada más fixo un videu que xube a YouTube, onde entrevista a "Tia", la madre d'unu de los fíos de Rick Ross. Ella verifica la condición de funcionariu de prisiones y asegura que'l personaxe de Rick Rodd ye tou falsu y fraudulento. El Xueves, 05 de febreru de 2009, Game, afirma que Jackson tien una llarga data de "tiraeras" col llamáu KUBE de la estación de radio Seattle 93. Cuando se-y preguntar alrodiu de la tiraera ente Jackson y Rick Ross, The Game púnxose del llau de Jackson diciendo que les coses nun pinten bien para Rick Ross. Sicasí, ufiertar a ayudar a Rick Ross a salir d'esta situación.
Nel so álbum ""Deeper Than Rap"", Ross fai referencies a Jackson nel cantar "Cold Blood". Un videu del cantar foi llanzáu retratando'l simulacro del funeral de Jackson. Tres la so lliberación, Ross dixo qu'él remató la carrera de Jackson.
Nuna entrevista, Jackson dixo: "Rick Ross ye Albert De CB4? ¿Dalguna vegada visti la película?, él ye Albert "añedió." Nunca se pon peor qu'esto. Usté llogra un tipu que yera un funcionariu de prisiones salió de la cárcel y basó tola so carrera y el so material d'escritura dende la perspectiva d'un traficante de drogues, tales como "Freeway".
Dempués d'escuchar que Lil Wayne escribiera un beef pa él, 50 Cent fixo dellos comentarios pocu atentos, atacó a Wayne primero'l 17 d'agostu de 2007 col cantar "Part Time Lover". Wayne nunca respondió realmente a esti cantar a pesar de que 50 llanzara una pista llamada ""Louisianimal"" muncho más tarde'l 17 de payares de 2008. 50 respondiólu a Lil Wayne en xineru del 2009 nun cantar tituláu ""Play Dis On The Radio"". A partir del 14 d'agostu de 2009, el discutiniu ente 50 Cent y Lil Wayne paez terminar dempués de que 50 Cent apaeció y actuó nos "America's Most Wanted Musical Festival" en Anaheim, California.
Depués, supuestamente retomóse esti pleitu cuando en septiembre del 2011 Fif llanzó la tema promocional "Love, Hate, Love (Hate It Or Love It Pt. II)" pa la so nueva llinia d'auriculares "SMS by 50", nel que falta a Game y a Lil Wayne. El feudu dio fin cuándo dambos apaecieron xuntu a Justin Bieber y Floyd Mayweather Jr. mientres un alcuentru de boxéu del anterior nomáu.
El pleitu ente Curtis y Dwayne termino tornando n'amistá, cuándo se publicar unos "tweets" de 50 sofitando a Lil Wayne depués de qu'esti sufriera un doble ataque epilépticu.
Dempués de numberosos rumores d'un supuestu problema con G-Unit, Jackson despidió oficialmente de Young Buck del grupu en 2008, Más tarde aseguró que'l sigue inda robláu cola disquera. Llanzáronse numberosos cantares calumniadores nel Internet per parte de dambos bandos, per parte de Young Buck, apaez un video musical col so ex rival Game. Jackson peneróse una conversación telefónica grabada ente él y Young Buck, qu'amosó una de les verdaderes razones de la engarradiella ente dambos bandos, supuestamente Jackson debía-y dineru al raperu del sur. Young Buck indicó más palantre la conversación llevar a cabu más d'un añu enantes de la fuga. Los dos bandos llanzáronse dende entós un ensame de cantares unu contra l'otru, cola disputa d'establecese en 2009, con Young Buck indicando que tuvo trabayando nel so última álbum sol sellu G-Unit, qu'entá nun se publicó.
Anque l'estilu musical de 50 conózase-y y defínase-y como hip hop, tamién tien una fuerte influyencia de gangsta rap.
Les sos influencies son munchos artistes, ente los que s'atopen son:, Tech N9ne, Snoop Dogg, Rakim, Big Daddy Kane, Notorious B.I.G., Ice-T, Tupac Shakur, Tha Dogg Pound, Will Smith, Xzibit, Eazy-Y, The Psycho Realm, KRS-One, Busta Rhymes, Nas, Gang Starr, Redman, Three 6 Mafia, DMX, Beastie Boys, Geto Boys, Big L, Ludacris, Big Pun, Cypress Hill, Fat Joe, Kool G Rap, The Pharcyde, OutKast, Esham, Jay-Z, Eminem, Schoolly D, LL Cool J, Ice Cube, Run D.M.C, Wu-Tang Cla, Dr Dre, Naughty by Nature, Public Enemy, Bone Thugs-n-Harmony, Westside Connection, y N.W.A.
Él y la so mentor y descubridor, el prestixosu Dr. Dre, punxeron manes a la obra y, depués de dellos meses de grabación, asitiaron a 50 Cent nel visu col llanzamientu internacional nel 2003 de "Get Rich or Die Tryin'", un discu combativu que, yá dende la mesma portada xeneró discutiniu. Meses más tarde, col álbum inamovible nos primeros puestos de los charts, 50 Cent volvió ser noticia gracies a qu'el FBI encarcelar por posesión d'armes.
"The Massacre", el so álbum de 2005, lo catapultó al visu de tolos charts. En marzu de 2005, 50 Cent tenía'l primer puestu del ranking d'álbumes, el de simples, y otros dos tarrezas nel Top Five del mesmu chart. Un ésitu ensin precedentes que remembra a la llocura por Los Beatles nos ´60. Nel 2007 tornó con "Curtis", discu nel que Justin Timberlake y Eminem figuren como los invitaos más destacaos. El so últimu discu "Before I Self Destruct" foi yá númberu 1 nes llistes de vientes de iTunes.
Beverly Aadland
Beverly Elaine Aadland (16 de setiembre de 1942 - 5 de xineru de 2010) foi una actriz d'Estaos Xuníos d'América de la década de 1950.
Aadland de diecisiete años taba con Errol Flynn cuando él morrió d'un ataque al corazón el 14 d'ochobre de 1959 en Vancouver, Columbia Británica. En 1961, la madre de Beverly, dixo nel llibru "The Big Love" que l'actor Flynn tuvo una relación sexual cola so fía cuando ella tenía quince años. Depués foi fechu nuna obra interpretada por Tracey Ullman. Beverly dio cuenta de la so rellación con Flynn en "People" en 1988.
Aadland morrió'l 5 de xineru de 2010 nel Hospital Lancaster Comunnity. La causa de la so muerte fueron entueyos de diabetes y insuficiencia cardiaca conxestiva.
Mariann Aalda
Mariann Aalda ye una actriz de televisión, teatru y películes estauxunidense. Aalda ye conocida principalmente pol so trabayu en televisión.
Interpretó a DiDi Bannister na telenovela "Edge of Night", y tuvo papeles regulares na serie "The Royal Family", como la fía de Redd Foxx y Della Reese, y la serie de HBO "1st & Ten", como la esposa del personaxe de O.J. Simpson. En 1999, Aalda apareicó en "Sunset Beach" como Lena Hart. Tamién apaeció en delles películes incluyendo "The Wiz" y "Class Act".
Amás d'actuar, Aalda foi co-presentadora del programa "Designs for Living" y foi reportera de "Now!", un programa d'entretenimientu de noticies por WNBC.
Tamién foi una de los trés productores-escritores-actores de "3 Blacque Chix", con Iona Morris y Lola Love na producción "Herotique-Aahh...".
Aalda tamién escribe humor na columna de conseyos cola escritora productora, Karen Greyson, pa BlackBerrySpeak.com
Angela Aames
Angela Aames (27 de febreru de 1956 - 27 de payares de 1988) foi una actriz d'Estaos Xuníos conocida pola so formosa imaxe de roxa.
Aames nació en Pierre, Dakota del Sur. Actuó na escuela secundaria y asistió a la Universidá de Dakota del Sur enantes de dir a Hollywood en 1978. Tuvo en Lee Strasberg Theatre and Filme Institute.
El primer papel de la so primer película foi como "Little Bo Peep" na película adulta "Fairy Tales" (1979).
El mesmu añu, interpretó a Linda "Boom-Boom" Bangs na película "H.O.T.S." (1979).
Aames dexó la so buelga en Hollywood mientres 1970 y 1980 apaeciendo en películes cómiques. La mayoría d'estes apaiciones yeren pequeños papeles. 
Los sos papeles en películes inclúin "Scarface, Bachelor Party, Basic Training," y "Chopping Mall". Fixo apaiciones en dellos programes de televisión como "Cheers" y Night Court".
En 1983, apaeció en "Likely Stories" de Cinemax.
Dióse-y a Aames un papel na fantasía de 1983 "The Lost Empire", dirixida por Jim Wynorski. Como Heather, Aames foi quien aamosar la so gama d'habilidaes como actriz y comediante, inclusive como una heroína d'aición nuna engarradiella de prisión memorable con Angelique Pettyjohn.
Nos creitos d'apertura de "Bachelor Party", Aames apaez nun estudiu de fotografía como una madre con un escote fondu teniendo fotografíes sacaes col so fíu, xuntu colos solteros. 
Apaeció nun papel como Penny, una instructora de ximnasiu, en "The Dom DeLuise Show".
Aames casóse'l 27 de xunu de 1987 con Mark Haughland.
Foi atopada muerta na casa d'un amigu en West Hills nel Valle de San Fernando'l 27 de payares de 1988. El forense dictaminó que la so muerte yera resultáu d'un deterioru del músculu cardiacu, probablemente causáu por un virus.
Quinton Aaron
Quinton Aaron (n. Nueva York, 1984) ye un actor d'Estaos Xuníos, que'l so primer papel protagonista foi'l del xugador de fútbol Michael Oher nel drama "The Blind Side" (2009).
Quinton Aaron nació nel popular barriu neoyorquín del Bronx (Estaos Xuníos) y creció en Xeorxa, onde vivió cola so madre Laura Aaron, escritora de la novela "Leave Me Alone" publicada por AuthorHouse sol nome artísticu de L.A Aaron. Quinton empezó a cantar a una edá temprana. Con 9 años Quinton bautizóse y xunióse al coru de la ilesia como cantante mudu, finalmente sería un miembru destacáu del coru. El so debú como actor producir na obra de Navidá.
Hai de destacar el gran altor del actor con 2,03m. Esti altor féxolu perfectu pal papel de Michael Oher en "The Blind Side" (2009).
Quinton fixo'l so debú nel cine cola cinta "Be Kind Rewind" (2008) protagonizada por Mos Def y Jack Black. Tamién intervieno na película "Fighting" (2009) protagonizada por Channing Tatum y Terrence Howard.
En televisión participó en series como la esitosa "" (1999) na temporada 17, en dos episodios, interpretando en dambos a axentes de seguridá. En 2010 volvió participar en dicha serie nun nuevu episodiu.
El so primer papel protagonista pa la gran pantalla túvolu col drama "The Blind Side" (2009) protagonizáu por Sandra Bullock, nel qu'interpretaba a Michael Oher, el famosu xugador de fútbol. Dirixida por John Lee Hancock y basada na novela "", escrita por Michael Lewis. La cinta tuvo nomada al Óscar a la meyor película.
Dorothy Abbott
Dorothy Abbott (n. Kansas City, Missouri, Estaos Xuníos; 16 d'avientu de 1920 - f. Los Angeles, California, Estaos Xuníos; 15 d'avientu de 1968) foi una modelu y actriz de repartu norteamericana de cine y televisión.
Na so mocedá trabayó como corista decorativa en Las Vegas, precisamente nel "Hotel Flamingo" onde yera conocida como "la moza col brazu d'oru", y nel teatru- restorán "Earl Carroll's" en Sunset Boulevard en Los Angeles. Depués foi afayada por axentes de talentos Paramount, y ellí robló pa faer delles películes con actuaciones curties.
Yera inda una corista de Las Vegas cuando empezó a actuar como estra na película "The Razors Edge" (1946). Los sos otros creitos cinematográficos inclúin "Road to Rio" (1947), "Red, Hot and Blue"(1949), "The Caddy" (1953), "Rebel Without a Cause" (1955), "Jailhouse Rock" (1957) y "Sarxentos 3" (1962). En televisión, apaeció en "Dragnet", "Ford Theatre", "The Adventures of Ozzie & Harriet" y "Leave it to Beaver".
Abbot tuvo una curtia pero importante carrera en dellos films y series televisives del so país:
Casóse col actor Rudy Díaz en 1949 , cuando él trabayaba como oficial de policía. Divorcióse en 1968, el mesmu añu del so suicidiu
Dorothy Abbot dedicó-y una parte de la so curtia vida a vender bienes raíz nos últimos años. Suicidóse dempués de la rotura col so matrimoniu Rudy Díaz, xusto un día enantes del so cumpleaños númberu 48. Los sos restos fuelguen nel Rose Hills Memorial Park, nel condáu de Los Angeles, California.
Abbott and Costello
Abbott and Costello (n'asturianu Abbott y Costello) foi un dúu de comedia estauxunidense compuestu por Bud Abbott y Lou Costello, que col so trabayu nel teatru, la radio, el cine y la televisión ficiéronse los cómicos más populares na década de 1940. Cola so emblemática ya influyente rutina ""¿Quién va primero?"" marcaron les pautes de munchos "gags" asemeyaos nos años vinientes.
El dúu fizo la so primer apaición na radio'l 3 de febreru de 1938, nel conocíu show "The Kate Smith Hour". A lo primero, les semeyances ente les sos voces foi una dificultá pa los oyentes. El problema resolvióse con Costello interpretando una voz infantil aguda. "¿Quién va primero?" foi presentada per primer vegada pa l'audiencia de la radio nacional al otru mes. Ellos quedaron nel programa de radio mientres dos años, ente que realizaben dellos papeles en Broadway como "The Streets of Paris" en 1939.
En 1940 fueron contrataos pola Universal Studios pa la película "One Night in the Tropics". Universal concedió-yos un contratu al llargu plazu, y la so segunda película, "Buck Privates", (1941) convirtiólos n'estrelles de taquiella. Na mayoría de les sos películes, la trama foi un marcu pa volver introducir les rutines de comedia qu'ellos estrenaren nel escenariu. La Universal tamién amestó númberos rellumantes, la gran producción con "The Andrews Sisters", Ted Lewis y la so orquesta, Ella Fitzgerald, y otros actos musicales. Ficieron trenta y seis películes xuntos ente 1940 y 1956. Abbott y Costello tuvieron ente los artistes más populares y meyor pagaos del mundu na segunda guerra mundial. 
Ente les sos más grandes películes inclúyense a "Hold That Ghost, Who Done It?", "Pardon My Sarong", "The Time of Their Lives", "Abbott and Costello Meet Frankenstein" y "Abbott and Costello Meet the Invisible Man", coles estrelles del terror Béla Lugosi, Lon Chaney, Jr. y Boris Karloff.
Dempués de trabayar como reemplazu de branu de Fred Allen, Abbott y Costello xuniéronse a Edgar Bergen y Charlie McCarthy en "The Chase and Sanborn Hour" en 1941, ente que dos de les sos películes "("Buck Privaes" y "Hold That Ghost") fueron feches pal programa de radio "Lux Radio Theatre". Ellos tamién llanzaron el so propiu programa selmanal el 8 d'ochobre de 1942, patrocináu pola marca de cigarros Camel.
El dúu tamién entamó un programa pa neños de 30 minutos na radio llamáu "The Abbott and Costello Children's Show", que salió al aire los sábados pela mañana, cola neña cantante Mae Slaughter y el neñu llocutor Johnny McGovern. 
En 1951, fueron contrataos pola televisión y participaron en "The Colgate Comedy Hour". Cada programa yera d'una hora en direuto con actores de vodevil, frente a un públicu de teatru, la revitalización de les actuaciones de los cómicos, foi dando a les sos vieyes rutines un rellumu nuevu.
A partir de 1952 filmaron una serie de media hora, "The Abbott and Costello Show", la serie apaeció nes estaciones llocales de tol país. Vagamente basada na so serie de radio, l'espectáculu xira alredor de dos desemplegaos. Unu de los "gags" foi'l del cobru del arriendu del apartamentu onde viven xuntos, Abbott ye cafiante con Costello pa que consiga un trabayu pa pagar l'arriendu. Na serie'l Sr. Sidney Fields ye'l dueñu del apartamentu, y Hillary Brooke ye una vecina amiga que dacuando se mete nos problemes d'Abbott y Costello. Otru protagonista foi Joe Besser como "Stinky", un neñu amuyeráu de 40 años d'edá, vistíu con un traxe de pequeñu Lord. Gordon Jones foi'l policía Mike, que siempres pierde la paciencia con Lou.
A mediaos de la década de 1950 la popularidá d'Abbott y Costello esmoreció. Anque yeren los tiempos de Dean Martin y Jerry Lewis, cada añu fixeron dos películes nueves, más la so serie de televisión.
Bud Abbott retiróse del cine en 1956, depués de filmar con Costello "Dancie with Me, Henry".
Lou Costello fixo les sos últimes apaiciones na televisión en "The Steve Allen Show". Tamién actuó n'episodios de "General Electric Theater" y "Wagon Train".
Bruce Abbott
Bruce Paul Abbott meyor conocíu como Bruce Abbott (28 de xunetu de 1954, Portland, Oregon, USA) ye un actor d'Estaos Xuníos.
Bruce Abbott cuando yera adolescente afayó que quería ser actor, siguió los sos suaños hasta Hollywood. En 1985 protagonizó Re-Animator xuntu a Jeffrey Combs y Barbara Crampton, esti filme foi dirixíu por Stuart Gordon. En 1990 volvió actuar al llau de Jeffrey Combs na película Bride of Re-Animator. En 1998 actuó na película The Prophecy II xuntu a Christopher Walken y Jennifer Beals. En 2010 trabayó na película House of Re-Animator.
Bud Abbott
William Alexander "Bud" Abbott, (n. 2 d'ochobre de 1895 - m. 24 d'abril de 1974) foi un actor, productor y comediante d'Estaos Xuníos.
William Alexander Abbott nació n'Asbury Park, Nueva Jersey.
Pasó los sos primeros años nel Ringling Brothers Circus, onde los sos padres trabayaben; d'esta esperiencia viéno-y la so vocación p'actuar y empezó a trabayar.
Nos años 20 xuntu col so hermanu Harry intentó entamar una cadena de teatros que resultó un fracasu, por eso dedicóse al music hall, en qu'interpretaba al personaxe seriu en dúos risibles.
En 1936 acomuñó con Lou Costello formando'l dúo risible Abbott and Costello, teniendo ésitos sobremanera na radio. Buster Keaton llegó a dicir qu'ellos yeren actores de la radio más que de cine. 
En xunu de 1939 tamién trunfaron en Broadway, na revista "Streets of Paris", y al añu siguiente pasaron al cine. El so gran ésitu llevó a la productora Universal a rodar unes cuantes películes sobre les habilidaes risibles de la pareya. Destacaron del restu de los dúos del cine y la televisión poles peculiaridaes que los estremaron. El rol de Bud Abbott, dientro del dúo constituyía un personaxe seriu pero qu'evidentemente s'aprovechaba del inocente Costello al qu'utilizaba pa tou provocando una sana hilaridá, por culpa de qu'esti actuando con torpeza, siempres estropiaba les intenciones del primeru.
L'ésitu que tuvieron motivó o inspiró la nacencia d'otros duos que de xuru tomaron gran parte de les carauterístiques d'estos, tal por casu el conformáu por Jerry Lewis y Dean Martin.
La so collaboración duraría hasta 1956 que foi cuando retomaron les sos carreres artístiques por separáu. Nesi tiempu Abbott volvió faer una asociación, agora con Candy Candido, actuando en sales de fiesta, pero la xunión resultó un fracasu total, pola alcordanza que tenía'l públicu de la so anterior xunión.
En 1967 foi contratáu por Hanna-Barbera como actor de doblaxe del so mesmu personaxe nuna serie de dibuxos animaos inspiraos en Abbott y Costello, dempués de trabayar en 156 capítulos volvió ser escaecíu.
Morrió por un cáncer de próstata en 1974, a los 78 años d'edá.
Paula Abdul
Paula Abdul (19 de xunu de 1962, San Fernando, California) ye una coreógrafa de la industria del espectáculu de Estaos Xuníos, de relixón xudía. A finales de los ochenta y empiezos de los noventa desenvolvió una esitosa carrera como cantante. Conformó'l xuráu fundador del cotizáu programa de talentos American Idol.
Empezó baillando ente'l animadores de "Los Angeles Lakers", pa pasar depués a faese un nome nel mundu de la coreografía y encargase de los bailles de los Jackson o Mick Jagger. Llegó asina a trabayar con Janet Jackson nel so primeres y celebraos videoclips, lo que lu llevaría a consiguir el so allampáu contratu discográficu como cantante.
Los sos dos primeros senciellos, "Knocked out" y "The way that you love me", apenes tuvieron repercusión, y tampoco el so álbum, "Forever your girl". Toos debutaron en modestes posiciones na llista "Billboard". Entós publicó'l tercer senciellu del discu: "Straight up". Convertir nun ésitu masivu que fixo que'l discu xubiera hasta'l númberu unu de les llistes dempués de sesenta y cuatro selmanes de la so publicación. Los siguientes "singles" que se publicar caltuvieron la bona racha y Paula goció d'otros trés númberos unu y dos top #5. L'álbum "Forever your girl" acabó vendiendo veinte millones de copies.
Los sos vídeos yeren igual de célebres que los sos cantares, una y bones Paula aprovechaba la so condición de coreógrafa pa crear unos bailles innovadores y esixía los meyores profesionales pa dirixilos. Asina, trabayó más d'una vegada con David Fincher, que darréu dirixiría a Madonna y convertiríase n'unu d'el direutores de cine más famosos de los noventa. Paula llegó a incluyir animación n'imaxes reales al baillar con un gatu nel "clip" de "Opposites attract".
El so segundu álbum, "Spellbound", foi publicáu en 1991 con un espíritu más "dancie" que'l primeru. Debutó nel númberu unu de les llistes d'álbumes precedíu pol so "single" de más ésitu, "Rush rush", una balada que permaneció cinco selmanes nel númberu unu de la llista de singles norteamericana. Del discu saldría otru númberu unu ("The promise of a new day"), pero'l siguiente single publicáu quedar nel númberu #6, la posición más baxa d'un senciellu de Paula hasta entós, entá siendo un trunfu.
"Spellbound", a pesar de vender doce millones de discos, nun confirmó les mires puestes nuna estrella tan célebre como Paula Abdul. Dempués llegaríen problemes na so vida personal: bulimia, un divorciu, y una demanda per parte d'una cantante "de segunda" que la acusó d'usar la so voz nunes cuantos cantares. Estos problemes supunxeron un paréntesis de cuatro años primero que Paula publicara'l so tercer y últimu álbum, "Head over heels" (1995).
L'álbum "Head over heels" nun consiguió vender más de 3 millones de copies, y los "singles" publicaos nun consiguieron nin de llueñe algamar la popularidá de los de cuatro años enantes. Delles opiniones apuntaben a que la discográfica de Paula Abdul apenes s'esmoleció por promocionala porque la daba por "muerta artísticamente". Otres atribúin el fracasu a que la dómina de les "dives pop" pasara y una nueva xeneración más "roquera" (liderada pol grupu "Nirvana") tomara'l poder nes llistes d'ésitos, sicasí esto nun ye ciertu yá que mientres la mesma dómina les cantantes Mariah Carey y Janet Jackson apoderaben les llistes.
Seya que non, Paula Abdul nun volvió publicar nada, y los años socesivos llogró caltenese d'actualidá por cuenta de los sos divorcios y a les sos apaiciones en series de televisión ("Spin city", "Cybill") o como protagonista d'un telefilme onde interpreta a una muyer violada ("Touched by evil"). Un discu de grandes ésitos publicóse, tres munchos retrasos, en 2000 ("Greatest hits") vendiendo dos millones de copies. Contenía los sos "singles" en rigorosu orde cronolóxicu y presentaba como única novedá un perllargu "megamix" con tolos sos ésitos.
En xunetu de 2008 recibió un premiu pola so carrera como baillarina y coreógrafa ""the Lifetime Achievement award from the prestigious Tremaine Dancie company: the "Tremaine Entertainer of the Year 2008.""
Nel añu 2002 tornaría Paula Abdul como xuráu nel programa estaunidense de televisión "American Idol". Abdul va siguir como xuráu del concursu en socesives ediciones hasta'l 2009. Confirmó'l so arrenunciu a participar nuna nueva temporada tres ocho años de faelo.
El so segundu álbum de grandes ésitos ("Greatest Hits: Straight Up!") publicóse'l 8 de mayu del 2007, vendiendo 1 millón de copies.
Paula Abdul volvió con material nuevo al mercáu discográficu dempués de trece años, en xineru del 2008. Decidió volver a la música cuando Randy Jackson, tamién xuráu de "American Idol", pidió-y ser una de les artistes participantes nel discu "Randy Jackson's Musical Club, Vol. 1." col "single" tituláu "Dancie like there's non tomorrow" ().
Paula Abdul empezó a trabayar nel so nuevu álbum, que se va llamar "Abdulmatic" y que taría llistu para mediaos d'anguaño. En mayu de 2009 publicóse'l primera senciellu tituláu "I'm Just Here for the Music".
En mayu de 2011 anuncióse que Paula Abdul sería xuez de la versión estaunidense del Factor X xuntu a Simon Cowell, L.A. Reid, y Nicole Scherzinger (sustituyendo a la primeramente prevista Cheryl Cole).
Jake Abel
Jacob Allen Abel (Canton, Ohio, Estaos Xuníos, 18 de payares de 1987), más conocíu como Jake Abel, ye un modelu y actor estaunidense. Ye famosu por interpretar a nes adaptaciones cinematográfiques de les noveles "Percy Jackson y el lladrón del rayu y Percy Jackson y el mar de les bisarmes, "de Rick Riordan, y a Ian O'Shea na adaptación cinematográfica de la novela "La güéspede, "escrita por Stephenie Meyer,
Abel nació en Canton, Ohio. El so primer papel foi na película orixinal de Disney Channel "Go Figure" como Spencer. Más tarde desempeñó un papel recurrente en "Threshold", y apaeció delles vegaes en series como "Cold Case" y "ER". Ganó'l premiu Rising Star nel 16º Festival Internacional de Cine de Hamptons, pol so trabayu na película "Flax of Genius". En 2009, Abel apaeció na película "The Lovely Bones", dirixida por Peter Jackson, amás d'en la serie online "Angel of Death", interpretando a Cameron Downes. En febreru de 2009, Jake foi escoyíu pa interpretar a Adam Milligan na esitosa serie "Supernatural". Darréu interpretó a Luke Castellan na película "Percy Jackson y el lladrón del rayu", estrenada'l 12 de febreru de 2010. Apaeció en "I Am Number Four" como Mark James. En 2012 foi escoyíu pa interpretar a Ian O'Shea na adaptación cinematográfica de la novela romántica de ciencia ficción de Stephenie Meyer, "La güéspede" (en inglés: "The Host") estrenada en Marzu de 2013. Nesi mesmu añu (2012) empezó'l rodaxe de Percy Jackson y el mar de les bisarmes na que volverá interpretar a Luke Castellan. N'abril de 2013 empezó en Méxicu el rodaxe de la película "Ghosts Of The Pacific" onde va compartir repartida con Tom Felton y Garret Dillahunt.
F. Murray Abraham
Fahrid Murray Abraham (Pittsburgh, Pensilvania; 24 d'ochobre de 1939), conocíu como F. Murray Abraham, ye un actor estauxunidense d'ascendencia siria y italiana, ganador de los premios Óscar y Globu d'Oru.
Nació en Pittsburgh, Pensilvania. Fíu de Josephine, una ama de casa, y Fahrid Abraham, un mecánicu de coches. El so padre yera un Ilesia asiria del Oriente cristianu asiriu, qu'emigró de Siria mientres la hambruna de 1920. El so güelu paternu foi un cantor na Ilesia Ortodoxa Siria. La madre de Abraham foi la fía d'un inmigrante italianu que trabayaba nes mines de carbón de Pensilvania. 
Abraham crióse en El Pasu (Texas), cerca de la frontera con Méxicu, onde foi miembru d'una peada mientres la so adolescencia. 
Dende 1962 ta casáu con Kate Hannan, con quien tien dos fíos. 
Estudió dos años nel "Texas Western College" (conocida na actualidá como la Universidá de Texas n'El Pasu), onde recibió una mención especial de la sociedá d'honor del Alpha Psi Omega (ΑΨΩ), pola so interpretación en "Comanche Eagle", mientres la temporada 1959-60. 
Participó en delles obres universitaries y acabó viaxando a Nueva York pa especializase n'interpretación, teniendo como profesora a la prestixosa actriz Uta Hagen.
Debutó nel teatru profesional cola obra de Ray Bradbury, "Remediu pa murnios", y adulces foi apaeciendo en series de televisión como "Kojak" y en cine, onde lo asitiaron dientro de la corriente de títulos encontaos nel conceutu de lliberalismu americanu, qu'entá taba vixente na primer metá de la década de 1970. Les sos apaiciones naquel periodu ("Serpico" (1973), "La pareya chiflada" (1975) o "Tolos homes del presidente" (1976)), partíen d'esti modelu ideolóxicu.
Estos trabayos nun convirtieron a Abraham nun intérprete reconocíu pol gran públicu. Pero'l so trabayu na publicidá, onde amarutáu de recímanu d'uves participó nuna serie de "spots" de la marca de ropa interior masculina "Fruit of the Loom", sí que llogró qu'el espectadores quedar cola so cara.
La so gran oportunidá llegaría-y de la mano de Milos Formen con "Amadeus", película pola que foi galardonáu col Óscar al meyor actor en 1984. Anque la película a priori remite a la figura del compositor Wolfgang Amadeus Mozart (interpretáu por Tom Hulce), el protagonismu ta compartíu con Antonio Salieri, músicu italianu que pasó la mayor parte de la so vida na Corte Imperial de Viena, pa la que foi compositor y Maestru de capiya, y que podría plaxar parte de la obra del autor.
La imaxe del músicu italianu qu'ufierta Abraham nun difier en demasía d'otra personalidá del sieglu XIV, l'inquisidor Bernardo Gui, al que da vida en "El nome de la rosa" (1986). Nel rodaxe d'esti filme empezó a llabrase fama d'actor difícil, el realizador Jean-Jacques Annaud definiólu como un actor egocéntricu que se consideraba más importante que naide porque él tenía un Óscar na so estantería. Nesi momentu, Sean Connery entá nun ganara'l suyu por "Los intocables de Eliot Ness". "El nome de la rosa" foi un ésitu pero acabó encasillando a Abraham nos personaxes siniestros. Un encasillamiento motiváu por un físicu bien concretu (raigaños sirioitalianas), del que, sicasí, supo esprendese na so aguada televisiva, como lo prueben les sos recreaciones de Abraham Lincoln, Tommaso Buscetta, Cyrano de Bergerac o Al Capone. 
Al marxe de los sos trabayos nel cine, Abraham llogró ésitos en teatru, actuando en producciones de la Royal Shakespeare Company y del Off-Broadway como "A Life in the Theatre", "", "Tíu Vania", "Un mes nel campu" o "El mercader de Venecia".
Los sos últimos trabayos fueron en series como "Salvando a Grace" (2009), "" (2010), "The Good Wife" (2011, 2012, 2014), "Blue Bloods" (2012) o "Homeland" (2013). Esporádicamente trabayó nel cine, vímoslu en coproducciones españoles como "La ponte de San Luis Rei" y "En busca de la tumba de Cristu", y tamién en italianes como "Perestroika", "Barbarossa" o na cinta de Giancarlo Giannini, "I Looked in Obituaries".
Amás de la so carrera como actor, F. Murray Abraham tamién ye profesor d'arte dramáticu nel Brooklyn College y na Universidá de Nueva York.
Jon Abrahams
Jon Avery Abrahams (n. Nueva York; 29 d'ochobre de 1977) ye un actor estaunidense de cine y televisión.
"Jon Avery Abrahams" protagonizó munchos filmes y programes de televisión. Probablemente'l so papel más importante foi'l de Bobby Prinze na película Scary Movie, tamién ye conocíu como Dj Jonny en The Ellen Degeneres Show na cuarta temporada, sustituyendo al Dj Tony Okungbowa, pero dir del show na quinta temporada porque quería concentrase na actuación. Abrahams estrema'l so tiempu ente Los Ánxeles y Park Slope, Brooklyn.
Él protagonizó'l videoclip "Dimir" de Enrique Iglesias, tamién ye asistente en Saint Ann's School en Brooklyn.
J. J. Abrams
Jeffrey Jacob Abrams (27 de xunu de 1966, Nueva York), más conocíu como J. J. Abrams, ye un escritor, productor de televisión productor, actor, direutor y compositor de cine y televisión estauxunidense. Ye propietariu de la productora de cine Bad Robot Productions.
Esti neoyorquín nacíu nel senu d'una familia xudía, foi criáu en Los Angeles (California) y estudió nel Sarah Lawrence College (Bronxville) ye conocíu por ser el ceador de series como "Alies", "Lost", "Fringe" y "Felicity".
En 2013 anuncióse que Abrams va dirixir .
Candice Accola
Candice Rene Accola (Orlando, Florida, 13 de mayu de 1987) ye una actriz y cantautora estaunidense. Ye conocida pol so papel de "Caroline Forbes" na serie de The CW, The Vampire Diaries. 
Accola nació en Houston, Texas, fía de Carolyn Clark, una inxeniera ambiental enantes de convertise n'ama de casa, y Kevin Accola, un ciruxanu cardiotorácico. Tien ascendencia Inglesa, Suiza, Francesa, y noruega. Ella creció en Edgewood, Florida y asistió a la Escuela Preparatoria Highland Llagu. Los sos padres son miembros activos del partíu políticu republicanu local. Ella tien un hermanu menor, Kree Thomas Accola.
N'avientu de 2006, Accola llanzó'l so álbum debú, "It's Always the Innocent Ones", de forma independiente nos Estaos Xuníos. Accola co-escribió trelce de los catorce cantares del discu. La pista restante foi un cover de hit de Til Tuesday "Voices Carry". En 2008, l'álbum foi re-llanzáu en Xapón y llogró un gran ésitu. 
Candice Accola tuvo presente como cantante soporte y corista na xira de de Miley Cyrus y apaeció como ella mesma en 2008 na película del conciertu 3D de tala xira. En febreru de 2011, Accola realizó un cover de "Eternal Flame" de The Bangles na serie The Vampire Diaries.
Participó en distintes películes tales como On the Doll xuntu a Brittany Snow, Pirate Camp, The Truth About Angels y tuvo un pequeñu papel na premiada película Juno. Tamién participó en series como Supernatural, Drop Dead Diva y Greek. 
Tamién emprestó la so voz pa la campaña de "Lymenaíde", en contra de la Enfermedá de Lyme, cuntando la so esperiencia personal.
"The Vampire Diaries" foi'l trampolín pa la fama tantu pa Candice Accola como pa la mayoría del elencu. L'actriz anguaño alcuéntrase filmando la septima temporada que yá inda non esta siendo tresmitida por The CW y Warner Channel pa Llatinoamérica, tuvo una gran pasada pola últimu entrega de los Teen Choice Awards 2010 ganando 7 premios, ente los que se destacar "Meyor Serie de Fantasía/Sci-Fi" y "Meyor Serie Revelación". Tamién nos People's Choice Award 2010 ganando "Meyor Drama Nuevu de TV".
El rol de Candice ye'l de Caroline Forbes, una moza un tanto superficial que tien que vivir el drama d'un padre ausente, una difícil relación cola so madre sheriff, amigues que munches vegaes nun la soporten y romances munches vegaes ensin corresponder. Cuando Caroline tresformar en vampiru tou camuda pa ella. El so rol comparte principalmente escenes con Elena Gilbert (Nina Dobrev), Bonnie Bennett (Katerina Graham) y Matt Donovan (Zach Roerig), el so noviu na primera y metá de segunda temporada.
Pero a partir de la segunda temporada'l so personaxe atrai muncho más l'atención. Tresformada en vampiru camuda en munchos sentíos pa bien, y va tener un romance col tamién novatu home llobu Tyler Lockwood (Michael Trevino). Ente que na tercera y cuarta temporada, interactúa con Klaus, -personaxe antagonista interpretáu por Joseph Morgan- quién, namoráu d'ella, foi refugáu repitíes vegaes hasta confesar lo que siente por él na quinta. Na sesta temporada caltién una relación con unu de los personaxes principales, Stefan Salvatore (Paul Wesley).
Candice Accola contraxo matrimoniu col guitarrista de The Frai, Joe King, na ciudá de Nueva Orleans, el 18 d'ochobre de 2014. A esta boda allegaron otros actores de The Vampire Diaries, ente ellos Paul Wesley, Nina Dobrev, Phoebe Tonkin y Claire Holt.
Xuntu col so compañeros de repartu de la serie The Vampire Diaries, Michael Trevino y Ian Somerhalder, son partidarios de Proyectu It Gets Better, que'l so oxetivu ye prevenir el suicidiu ente los mozos de la comunidá LGBT.
A pesar de que los sos padres son republicanos, Candice amosó'l so sofitu pol presidente Barack Obama, Accola ye una activista de los derechos de la comunidá homosexual.
El día 31 d'Agostu de 2015 revelaba por una semeya na rede social Instagram, al pie del so home Joe King y los dos fíes d'este, que taba esperando un ñácaru
Amy Acker
Amy Louise Acker nació'l 5 d'avientu de 1976 en Dallas, Texas, Estaos Xuníos. Amy Acker ye una actriz de cine y televisión y estaunidense. Conocer principalmente pol so trabayu na series de TV Angel (spin off de Buffy la cazavampiros), Alies y Person of Interest.
Amy Acker estudió música y danza na so niñez. Debutó como actriz a mediaos de los años 90 al formar parte de la repartu de la serie de televisión "Wishbone" (1995). 
Más tarde y tamién na pequeña pantalla intervieno en "To serve and protect" (1999) o "Angel", serie a la que s'incorporó nel 2001, añu nel cual intervieno na so primer película cinematográfica, "The Accident" (2001). Más tarde pudo ser vista en "Atrápame si puedes" (2002) o "The Perfect Man" (2005) de Mark Rosman.
Tamién apaeció nun telefilme sobre Batman llamáu "Batman recuerda" (2003).
Nel añu 2003 Amy contraxo matrimoniu col actor James Carpinello. El matrimoniu tien dos fíos: un fíu llamáu Jackson James (n. 25 de xineru de 2005) y una fía llamada Ava Grace (n. 1 de setiembre de 2006).
Jean Acker
Jean Acker (23 d'ochobre de 1893 – 16 d'agostu de 1978) foi una actriz estaunidense de cine. La so carrera estender dende la dómina del cine mudu hasta la década de 1950. Tuvo casada con Rodolfo Valentino.
El so verdaderu nome yera Harriet Acker, y nació en Trenton, Nueva Jersey, onde s'educó. Actuó nel vodevil hasta que se treslladó a California en 1919.
Acker, que yera lesbiana, foi amante de Alla Nazimova, una actriz que los sos contactos facilitaron a Acker l'axustar un contratu selmanal de 200 dólares con un estudiu cinematográficu. Acker dempués caltuvo tamién relaciones con Grace Darmond, que yera una moza recién llegada al cine.
Conoció al actor Rodolfo Valentino nuna fiesta, y casóse con él el 6 de payares de 1919. La mesma nueche de bodes abandonó a Valentino y allegó al apartamentu del so amante Grace Darmond, polo cual el matrimoniu nun llegó a peracabase.
Jean Acker interpretó pequeños papeles hasta principios de los años cincuenta, y vivió al pie de la so pareya, Chloe Carter, en Beverly Hills. Finó en 1978, a los 84 años d'edá, y foi soterrada nel Campusantu de Holy Cross en Culver City, California.
Jensen Ackles
Jensen Ross Ackles (Dallas, Texas, 1 de marzu de 1978) ye un actor y direutor d'Estaos Xuníos. Conocíu pol so papel de Dean Winchester na serie" Supernatural".
Los sos padres son l'actor Alan Roger Ackles, y Donna Joan Shaffer. Ellos pensaron en llama-y Justin pero terminaron escoyendo'l nome de "Jensen" porque ye pocu común. Tien un hermanu mayor, Joshua, y una hermana pequeña Mackenzie, y los sos raigaños son irlandeses, ingleses y escoceses. Nun principiu tenía entamáu estudiar medicina deportiva na Texas Tech University y convertise nun terapeuta físicu, pero terminó camudándose a Los Angeles pa empecipiar la so carrera. Nun empieza la so carrera d'actor hasta que se gradúa nel Junior High School en Sofitu Junior High y en LV Berkner High School en Richardson nos años 1993 y 1996 respectivamente.
En siendo modelu infantil, Jensen centrar na so carrera d'actor dende 1996, cuando fixo pequeños papeles pa series de televisión como "Seventh heaven", "Mr. Rhodes", "Sweet Valley High" o "Cybill"
En 1997, xunir a la serie "Days of Our Lives", nel personaxe de "Eric Brady", col que ganó'l "Soap Opera Digest Award" en 1998 onde consiguió tres nominaciones a los "Emmy" (1998, 1999, 2000). 
Darréu Jensen, fixo una película pa televisión titulada "Blonde", basada na vida de Marilyn Monroe, xuntu a Patrick Dempsey. Dempués participó como estrella convidada en munchos de los capítulos de la 6º temporada de "Dawson's Creek" interpretando'l papel de "C.J.". Darréu rodó dellos episodios pa una serie nunca emitida de la Fox, "Still life" y tuvo un pequeñu papel nel curtiumetraxe "The Plight of Clownana".
En "Dark Angel", empezó como apaición especial na primer temporada "Ben/X5-493", personaxe que morría nesi mesmu capítulu. Sicasí, na segunda temporada, entró como protagonista, interpretando'l personaxe de "Alec/X5-494", hermanu ximielgu del primeru. Caltener nesta serie, hasta que foi atayada. 
Quedó segundu por detrás de Tom Welling nel casting de "Smallville", y apaeció na 4º temporada de la serie interpretando al misteriosu Jason Teague, noviu de Lana Lang. Pa faelo tuvo que refugar el papel que llograra na serie "Tru Calling", asina que n'honor a él punxéron-y a esti personaxe'l nome de Jensen.
Xusto dempués de participar en "Smallville" llogra'l so primer papel protagonista como Dean Winchester xuntu a Jared Padalecki n'otra esitosa serie de Warner, "Supernatural", onde Ackles y Padalecki interpreten a dos hermanos, Dean y Sam Winchester, quien xunto a so padre John (interpretáu por Jeffrey Dean Morgan) vense esterminando demonios, pantasmes, vampiros y otres criatures similares y enfrentándose a situaciones apavoriantes, basaes en lleendes y mitoloxíes urbanes.
El 2007 estrenó una película titulada "Ten Inch Hero", y enantes fixo "Devour", cinta na que tamién participaba'l so padre. Mientres los díes 5-10 de xunu del mesmu añu, Jensen fixo la so primer incursión nos escenarios, nel teatru Casa Mañana, Fort Worth, Texas , xuntu con Lou Diamond Phillips, con una nueva adaptación de la obra "Dellos homes bonos", como'l teniente Daniel Kaffeecon. 
En xineru del 2009 estrenóse "My Bloody Valentine 3D" que ye'l remake de la famosa película slasher de los años 80's, y la cual da-y la gran oportunidá a Jensen de ser la estrella d'una película, mientres dos selmanes foi la más vista n'América y sigue la so carrera en cartelera. Con esto, amás, enfrentar a Jared Padalecki por ganar la taquilla cinematográfica, pos dambos protagonizaron esperaos remakes de clásicos del cine de terror de los 80's: "My Bloody Valentine 3D" (Ackles) y "Vienres 13" (Padalecki).
En payares del 2009, dempués de tres años de novialgu, Ackles comprometer cola actriz, modelu y ximnasta Danneel Harris. La pareya contraxo matrimoniu'l 15 de mayu de 2010 en Dallas, Texas. Tienen una fía llamada Justice Jay "JJ" Ackles que nació'l 30 de mayu de 2013.
Art Acord
Arthemus Ward "Art" Acord (17 d'abril de 1890 – 4 de xineru de 1931) foi un actor cinematográficu y campeón de rodiu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu.
Nacíu nel senu d'una familia de fe mormona de Glenwood (Utah), siendo moza Acord trabayó como cowboy. En 1912 ganó'l campeonatu de valtamientu de novillos, repitiendo como campeón en 1916, ganando al so amigu Hoot Gibson. 
El so remangu nel rodiu habíase consiguíu trabayando mientres un tiempu pal show itinerante del Ranchu Miller Brothers 101. Foi col 101 que fixo amistá con Tom Mix, Bee Ho Gray, Broncho Billy Anderson y Hoot Gibson, toos cowboys na pantalla, llegando él mesmu a ser una de les primeres verdaderes estrelles del cine western. Nesti mediu Acord non solo actuó, sinón que tamién escribió guiones y trabayó como especialista. En total fixo más de 100 curtios, considerándose casi toos ellos como perdíos.
Acord apuntar nel Exércitu de los Estaos Xuníos mientres la Primer Guerra Mundial, sirviendo en ultramar. Foi compensáu cola Croix de Guerre pol so valor. A la fin de la guerra volvió al cine, actuando nuna serie de populares curtios y como "Buck Parvin", el personaxe del títulu d'un serial cinematográficu de Universal Pictures.
Debíos a los sos problemes cola bebida y a la so incapacidá p'afaese a la llegada del cine sonoru, la carrera cinematográfica de Acord remató, y él acabó trabayando n'espectáculos itinerantes y en mines en Méxicu.
Art Acord finó en Chihuahua, Méxicu, a los 40 años d'edá, el 4 de xineru de 1931 por causa d'una Intoxicación cianhídrica y d'entueyos d'una hepatitis. En México la so muerte foi considerada un suicidiu, anque delles amistaes de Acord aportunaron que fuera asesináu por un políticu mexicanu que sosprendiera a Acord calteniendo una aventura cola so esposa.
Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California). 
Pola so contribución a la industria cinematográfico, Acord recibió una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 1709 de Vini Street.
Rodolfo Acosta
Rodolfo Acosta (naz en Chihuahua, Méxicu; 29 de xunetu de 1920 y fina en San Fernando, California, 7 de payares de 1974) foi un célebre actor de la dómina d'oru del cine mexicanu, que tamién fixo una carrera con muncho ésitu en Hollywood y la televisión estaunidense. Posesor d'una cara con semblante reciu, que lu sirvió pa les sos esitoses caracterizaciones de villanu, namái comparaes coles que fixeron Carlos López Moctezuma y Víctor Parra.
Rodolfo Acosta nació en 1920, en El Chamizal, Chihuahua, cuando inda yera un territoriu en disputa ente Méxicu y Estaos Xuníos, Cuando él tenía tres años, la so familia camudar a California, completando los sos estudios en colexos de la Ciudá de Los Angeles y asistiendo darréu a la UCLA. Na so etapa escolar, llegó-y el gustu pola actuación y a los 19 años aceptó una beca pal Palaciu de Belles Artes en Ciudá de México, onde permaneció por trés años. Col españíu de la Segunda Guerra Mundial, Acosta xunir a la marina estaunidense, onde foi asignáu a la intelixencia naval, dempués de la guerra llega a Méxicu y trabaya nun pequeñu papel na película: "El cantar de la serena", dirixida por Norman Foster.
En 1948, l'afamáu direutor de westerns John Ford, filmaba en México La película "El fuxitivu", con Henry Fonda como protagonista y onde llevaba a talentu mexicano, cuidao que la codirigía con Emilio Fernández, la fotografía facer Gabriel Figueroa y actuaben, ente otros Dolores del Ríu y Pedro Armendáriz, ye nesta cinta que Rodolfo fai los sos primeros pasos en Hollywood, nun papel destacáu que'l mesmu direutor ufiertó-y. Gracies a esa película empecipió una gran amistá con John Ford, con quien volvería trabayar darréu y con Emilio Fernández, quien más palantre-y daría'l so papel consagratorio en México.
A partir de la so participación na película "Rosenda" (1948), dirixida por Julio Bracho y protagonizada por Fernando Soler y Rita Macedo, Rodolfo empezó a especializase en personaxes de villanos. En 1949 Emilio Fernández, con quién había fraternizado mientres la filmación de "El fuxitivu", escríbe-y el papel col que se consagra como actor: "Paco", el cinturita (proxeneta) qu'esplotaba a Carmen (Marga López), hasta que ta nun arranque de valentía termina apuñalándolo; esti papel valió-y la nominación al premiu Ariel y captar l'atención a nivel internacional, polo que robla con Hugo Fregonese para co-estelarizar con James Mason la producción de 1950 "One Way Street", que lo llevó a consiguir un contratu con Universal Pictures.
Antes de decidise definitivamente pol cine de Hollywood, Rodolfo trabayó en México en cintes coles que dexó una buelga imborrable como "El puertu de los siete vicios" (1951), al pie de la bella Miroslava Stern, "Torna al quintu patiu" (1951), con Emilio Tuero, "Víctimes del pecáu" (1951), otra de les sos cintes clásiques y onde alternu cola cubana Ninón Sevilla, "Los amantes" (1951) con Emilia Guiu y David Silva, "Sensualidá" (1951), nuevamente con Ninón Sevilla, "Islles Maríes" (1951), onde trabaya per única vegada col ídolu de México Pedro Infante, "El mar y el to" (1952), alternando con Columba Domínguez, Jorge Mistral y Martha Roth. En 1954 emigra a Hollywood y namái torna a México pa trabayar na película "Ríu Fondu" (1965), dirixida por Rogelio A. González.
En Hollywood llogró afitar la so carrera y trabayó con una galería d'estrelles importantes, qu'incluyó a John Wayne, Elvis Presley, Robert Mitchum, Marlon Brando, Rock Hudson, Glenn Ford y Gregory Peck en películes como: "Wings of the Hawk" (1953), "A Life in the Balance" (1953), "The Littlest Outlaw" (1955), "Bandíu" (1956), "The Proud Ones" (1956), "The Tijuana Story" (1957), "One-Eyed Jacks" (1961), "How the West Was Won "(1962), "The Sons of Katie Elder" (1965), "Return of the Seven" (1966) y "Pat Garrett and Billy the Kid" (1973), tamién apaeció dacuando en series de western pa televisión.
Dende 1973 Rodolfo Acosta empezó a enfrentar delles enfermedaes que desaguaron en cáncer, mal que lo foi deteriorando conforme pasaben los meses. A principios de 1974 visitó a la so mama, qu'aniciaba nel puertu de Acapulco, y depués pasó tres meses na Ciudá de México, al llau de la so esposa Jeanine Cohen y les sos fíes Jeanine y Miriam, pal mes de xunetu la so enfermedá agravar de manera desahuciante, faciéndolo internase nel Motion Pictures Hospital, en San Fernando, California, onde solo'l so hermanu Humberto tuvo al so llau, hasta'l 7 de payares de 1974, fecha en que socedió la so muerte. Foi soterráu nel Forest Lawn Memorial Park, dempués d'un homenaxe de cuerpu presente que-y rindiera la fundación d'artistes llatinos “nós”, fundada pol mexicanu Ricardo Montalbán.
Rawhide
Ron Fassler
Ron Fassler (New York, 4 de marzu de 1957) ye un actor d'Estaos Xuníos. Interpretó al reporteru Dale Davis en series de Disney XD como Los Guerreros Wasabi, Par de Reyes y Zeke y Luther. Trabayó en más de 70 papeles de cine y serie de televisión.
Jason Acuña
Jason Bryant Acuña, más conocíu como Wee-Man (Pisa, Italia, 16 de mayu de 1973), ye un presentador de televisión y actor italianu d'orixe chilenu y nacionalizado en Estaos Xuníos. Ye unu de los protagonistes de Jackass de MTV y presentador del programa de skateboarding NESN 54321. Acuña tien acondroplasia, una forma de nanismu, polo que tien 1,23 m d'altor. Tamién ye un skater profesional. Se crio en Torrance, California, y asistió a North High School (Torrance).
Acuña apaeció na primer temporada de la NBC Celebrity Circus. Na cuarta selmana de la competencia, convertir nel primera concursante de recibir una puntuación perfecta (una media de 10 puntos). Acuña terminó la temporada en tercer llugar.
Mary Kay Adams
Mary Kay Adams (nacida'l 12 de setiembre de 1962) ye una actriz estaunidense conocida polos sos papeles en televisión, na lluz empón de la telenovela y como Na'Toth na segunda temporada de la serie de televisión de ciencia ficción Babylon 5. 
Creció nel conceyu de Middletown, Nueva Jersey, y ye un descendiente de John Adams y John Quincy Adams . Asistió al Emerson College y graduóse en Belles Artes. 
Foi estrella convidada en como Grilka. Apaeció tamién nos episodios de Star Trek "La casa de Quark" y "En busca de Mach par en tolos llugares equivocaos". 
Tamién participó mientres siete meses na obra Tamara y más tarde apaeció nuna producción de off-Broadway denomináu Programa pal asesinatu.
Amy Adams
Amy Lou Adams (nacida en Vicenza, Italia, el 20 d'agostu de 1974), meyor conocida como Amy Adams, ye una actriz de cine y televisión y cantante d'Estaos Xuníos nacida en Italia, ganadora de dos premios Globu d'Oru na categoría de meyor actriz - comedia o musical y de un Premiu del Sindicatu d'Actores al meyor repartida.
Adams empezó la so carrera artística en teatros de cena enantes de faer el so debú en pantalla en 1999, na comedia negra "Muérete, guapa". Depués protagonizó la película "Encantada" de Disney, un ésitu crítico y comercial, pola cual recibió una nominación al premiu Globu d'Oru como meyor actriz - comedia o musical pola so interpretación de Giselle.
Tamién recibió una nominación al Premiu Óscar y al Globu d'Oru pol so papel d'una nueva monxa na película "La dulda". Anque interpretó dellos papeles dramáticos y cómicos, Adams ganó reputación pola caracterización de papeles con disposiciones allegres y risueñas. Más tarde protagonizó la película "Sunshine Cleaning", con Emily Blunt y Alan Arkin, y dende entós actuó en "" y "Julie & Julia".
Adams recibió nominaciones a los Premiu Óscar, Globos d'Oru, BAFTA, ente otros poles sos interpretaciones nel drama deportivu "The Fighter" y el drama psicolóxicu "The Master". En 2013 interpretó a Lois Lane na película de Superman "L'home d'aceru" y a una estafadora en "American Hustle". Esta postrera valió-y nominaciones en numberosos premios, ente elles al Óscar a la meyor actriz, al BAFTA a la meyor actriz y al Globu d'Oru na categoría de meyor actriz - comedia o musical, que ganó.
Amy Adams nació en Vicenza, rexón del Vénetu, Italia, siendo la cuarta de siete fíos (4 varones y 3 muyeres). Los sos padres, Richard Kent y Kathryn Adams (de soltera Hicken) son estaunidenses. El so padre yera un soldáu de los EE.XX. asignáu daquella na base militar estaunidense de Caserma Ederle. La so familia treslladar con frecuencia de base en base enantes d'establecese en Castle Rock, Coloriáu, cuando Amy tenía ocho años. Daquella, el so padre cantaba profesionalmente en restoranes y la so madre yera una culturista semi-profesional. Amy foi educada na Ilesia de Xesucristo de los Santos de los Últimos Díes. La familia abandonó la ilesia mormona tres el divorciu de los sos padres en 1985. Amy dixo sobre la so educación relixosa que Le inculcaron un sistema de valores que siguen vixentes nella. "El lema 'Nun faigas a los demás lo que nun quieras que te faigan a ti' siempres tuvo presente en mi", dixo.
A lo llargo de los sos años nel Douglas County High School, Amy cantó nel coru de la escuela y formóse como aprendiz nuna compañía de danza local con mires a convertise nuna baillarina. Los sos padres esperaben qu'ella siguiera la so formación académica, que-y daría la oportunidá de llograr una beca universitaria. Sicasí, Amy arrenunció a ella pa practicar la danza. Más tarde declaró en relación con esa decisión: "Yo nun yera una d'eses persones qu'esfrutaben colos estudios, sicasí agora peno de nun llograr una educación universitaria".
Dempués de graduase de la escuela secundaria, camudar a Atlanta cola so madre. Al comprobar que nun taba abondo dotada pa ser una baillarina profesional, dedicar al teatru musical qu'atopaba "muncho más afechu pa la so personalidá". En ballet "siempres m'asitiaben ente les baillarines del coru. Amás, físicamente atopábame descomanadamente cansada de baillar mientres toos esos años". Al cumplir los 18, Amy trabayó como recepcionista nuna tienda Gap mientres actuaba en teatros de la comunidá. Poques selmanes dempués de graduase na escuela secundaria atopó'l so primer trabayu como anfitriona en Hooters, un fechu que se convirtió en "Tola so carrera de prensa" por un tiempu. Amy dexó'l trabayu tres selmanes más tarde, dempués d'aforrar lo suficiente pa mercase'l so primer coche. Ella confesó: "...definitivamente había una gran inocencia na mio interpretación en Hooters. Pero rápido aprendí que pantalones curtios y cerveza nun se deben entemecer".
Amy empezó a trabayar profesionalmente como baillarina nel Teatru de cena de Boulder y nel Country Dinner Playhouse (dambos allugaos en Coloráu). Ellí, foi afayada por un direutor de teatru de cena de Minneapolis, Michael Brindisi, en 1995. Amy treslladóse a Chanhassen, Minnesota, y trabayó nel Teatru de cena Chanhassen mientres los siguientes trés años. Mientres ella taba fuera del trabayu recuperándose d'una tirada muscular, fixo una prueba pa la comedia satírica "Muérete, guapa" (1999), que taba siendo filmada en Minnesota, y esta convirtióse nel so primer papel nuna película. Persuadida pol so coprotagonista Kirstie Alley, Amy Adams camudar a Los Angeles, en xineru de 1999. Ellí, el so primer añu foi "negru y aveséu", y sentía añoranza pol so trabayu en Chanhassen porque "amaba la seguridá y la xente cola qu'ellí trabayaba yera como una gran familia pa mi". Poco dempués de llegar a Los Ánxeles formó parte de la serie de televisión "Cruel Intentions", spin-off de Fox Network, nel papel de Kathryn Merteuil. La serie nun taba al altor de les mires de la rede y dempués de numberoses revisiones del guion y dos paraes de producción, foi atayada. Los episodios filmados fueron depués reeditaos pa ser llanzáu como la película en videu "Cruel Intentions 2" (2000).
De 2000 a 2002, Adams apaeció nuna serie de pequeñes películes como "Psycho Beach Party" (2000) y como actriz convidada en series de televisión como "That '70s Show", "Charmed", "Buffy, la cazavampiros", "Smallville" y "La nala oeste de la Casa Blanca". Depués apaeció na producción "Atrápame si puedes" (2002) dirixida por Steven Spielberg, como Brenda Strong, una enfermera de la que Frank Abagnale Jr. (Leonardo DiCaprio) namórase. Yera, en palabres de Spielberg, "la película que tendría de poner en marcha la so carrera", sicasí tuvo tou un añu en paru. Más tarde diria Amy: "foi la primer vegada que yo sentía que podía actuar al mesmu nivel que los demás actores. Pa ser valorada por Steven Spielberg... foi una gran inyección d'enfotu". En 2004, protagonizó "The Last Run", y amás dio-y vida a personaxes na serie de televisión animada "Los reis de la llomba". Tamién foi escoyida como actriz regular na serie de televisión "The Dr. Vegues", nel papel de Alice Doherty, anque fuera despidida más tarde por una disputa contractual.
Antes d'abandonar "The Dr. Vegues", Amy recibiera'l guion de la película independiente de baxu presupuestu "Junebug" (2005) y audicionó pal papel de Ashley Johnsten, una nueva muyer embarazada, allegre y conxustona. La película rodóse. en 21 díes en Winston -Salem, Carolina del Norte. Mientres esi tiempu, Adams cumplió 30 años y taba esmolecida pola so carrera nel cine: "Pensé que seique tendría de camudase a Nueva York, seique tendría de faer daqué más. Nun yera que yo taba dexando de fumar o faer una declaración dramática. Yera más como quiciabes esto nun yera una bona opción". "Junebug" estrenar nel Festival de Cine de Sundance en 2005 onde Adams ganó un Premiu Especial del Xuráu pola so actuación.
Dempués del estrenu de la película "El día de la boda", nel que Adams apaeció xuntu a Debra Messing y Dermot Mulroney, "Junebug" foi estrenada nos cines por Sony Pictures Classics. Adams ganó aponderamientos de la crítica pol so trabayu en "Junebug" y recibíu dellos premios a la meyor actriz de repartu, ente ellos, l'otorgáu pola National Society of Filme Critics y el Premiu Independent Spirit. Tamién foi nomada pa los Premios del Sindicatu d'Actores y un Premiu Óscar en dicha categoría. La Academia de les Artes y les Ciencies Cinematográfiques convidó a Adams pa convertise en miembru en 2006.
Anque "Junebug" tenía un públicu llindáu, l'aclamada interpretación de Adams na película ayudó a aumentar l'interés pola so carrera como actriz. Adams llegó a apaecer en películes como "Standing Still" (2005) y "" (2006), y desempeñó el papel d'invitada recurrente, Katy, l'interés amorosu de Jim Halpert, interpretáu por John Krasinski, na serie de televisión "The Office". Dempués d'apurrir la voz de Polly Purebred na producción de Walt Disney Pictures, "Underdog", Adams protagonizó la película de Disney "Encantada" (2007). La película, que dirixió Kevin Llima y coprotagonizan Patrick Dempsey, Idina Menzel, Susan Sarandon y James Marsden, xira en redol a Giselle (Adams), que se ve obligada a partir del so mundu de dibuxáu animáu a la ciudá de Nueva York, onde se va enfrentar a la vida real. Adams foi una de más o menos 300 actrices que se presentaron pal papel de Giselle. El filme foi un ésitu comercial, recaldando más de $340 millones en tol mundu y pola so actuación recibió una nominación al Globu d'Oru na categoría de meyor actriz - comedia o musical y una nos Critics' Choice Award y Saturn Award, dambes na categoría de meyor actriz. Trés de los cantares de la película fueron nomaos a la meyor cantar orixinal na 80.ª ceremonia d'entrega de los Premios Óscar. Adams realizó una de los cantares, ""Happy Working Song"", en vivu mientres la ceremonia. ""That's How You Know"", interpretada orixinalmente por Adams na película, foi cantada por Kristin Chenoweth na ceremonia.
Adams apaeció en "Charlie Wilson's War" (2007), co-protagonizada por Tom Hanks, Julia Roberts y Philip Seymour Hoffman, onde interpretó a Bonnie Bach, l'asistente alministrativa de Charlie Wilson (Hanks). En marzu de 2008 participó del séptimu episodiu de la temporada 33 de "Saturday Night Live". N'este interpretó dellos personaxes, ente ellos Heidi Klum, y cantó ""What is this Feeling"" de Wicked nun simulacro de batalla col miembru de la repartida Kristen Wiig mientres el monólogu d'apertura.
En 2008 protagonizó xuntu a Emily Blunt y Alan Arkin "Sunshine Cleaning", onde interpreta a una madre soltera qu'empecipia al pie de la so hermana un negociu inusual -llimpieza d'escenes del crime- col fin de consiguir abondu dineru pa unviar al so fíu a una escuela privada. La película estrenar nel Festival de Cine de Sundance d'esi añu y recibió crítiques mistes. Esi mesmu añu forma parte del elencu de la película "Miss Pettigrew Lives for a Day", na qu'interpreta a Delysia Lafosse, una aspirante a actriz estaunidense que vive en Londres que la so vida camuda dempués de conocer a una institutriz llamada Miss Pettigrew, interpretada por Frances McDormand. 
El siguiente papel de Adams foi interpretando a l'aviadora estaunidense Amelia Earhart en "" (2009), xuntu a Ben Stiller, Owen Wilson y Robin Williams. La película estrenó'l fin de selmana de'l Memorial Day de 2009 y encabezó la taquilla Estaos Xuníos con una recaldación de $15,300,000 nel so primer día, superando a "Terminator Salvation". En 2009 tamién protagonizó, xuntu a Meryl Streep y Stanley Tucci, "Julie & Julia", como Julie Powell, una secretaria de gobiernu que se propón faer toles recetes conteníes nel llibru de Julia Child ""Mastering the Art of French Cooking"".
En 2010 actuó nel papel protagónico de la película "Leap Year", desenvuelta en Irlanda, xuntu al inglés Matthew Goode. Esi mesmu añu coprotagonizó la película empobinada por David O. Russell "The Fighter", xuntu a Mark Wahlberg, Christian Bale y Melissa Leo, na cual interpretó a Charlene Fleming, la novia del boxeador "Irish" Micky Ward. El filme foi nomáu al Premiu Óscar como meyor película, y Adams consiguió la so tercer nominación como meyor actriz de repartu, amás d'otres nominaciones, na mesma categoría, nos Globos d'Oru, dos nos Premios del Sindicatu d'Actores y los BAFTA, ganándo-y el so coprotagonista Melissa Leo.
En 2011, Amy volvió trabayar con Disney, protagonizando la película "Los Muppets" xuntu a Jason Segel, na cual volvió interpretar cantares.
En xunetu de 2012, Adams interpretó'l papel de la muyer del panaderu en "Into the Woods" de Stephen Sondheim nel Teatru Públicu del Festival de Shakespeare de Nueva York, como parte del festival de branu al campu "Shakespeare in the Park". La so interpretación nel Delacorte Theater del Central Park marcó'l so debú nos escenarios de Nueva York y la so primer apaición nel teatru en 13 años. Esi mesmu añu, Adams recibió dalgunes de les meyores crítiques de la so carrera pola so actuación nel drama "The Master", dirixida por Paul Thomas Anderson. Na película interpreta a Peggy Dodd, la esposa d'un líder d'una organización relixosa, interpretáu por Philip Seymour Hoffman. Pol so papel foi nomada a un Premiu Óscar, Globu d'Oru y BAFTA na categoría de meyor actriz de repartu. Adams tamién interpretó a la fía del personaxe de Clint Eastwood nel drama de béisbol "Curves de la vida", y actuó en "Nel camín", dirixida por Walter Sal-yos y coprotagonizada por Sam Riley, Kristen Stewart y Garrett Hedlund, nuna adaptación de la novela homónima de Jack Kerouac. Ellí Adams interpreta a Jane Lee (nome ficticiu de Joan Vollmer), una poeta drogadicta de la xeneración beat, esposa de William S. Burroughs (na película sol nome de Old Bull Llee), interpretáu por Viggo Mortensen. La película estrenar nel Festival de Cannes con crítiques variaes.
Adams interpretó a Lois Lane na película del cómic "L'home d'aceru" (2013), con Henry Cavill como Superman. Primeramente l'actriz trabayara en relación con Superman en 2001 na serie "Smallville".
Tamién en 2013 protagonizó xuntu a Christian Bale, Bradley Cooper y Jennifer Lawrence la película "American Hustle", dirixida por David O. Russell. Interpretó'l personaxe de Sydney Prosser, una ex desnudista y estafadora que toma la falsa personalidá d'una heredera británica llamada Lady Edith Greensley. Pola so interpretación recibió numberosos galardones na categoría de meyor actriz, como un Globu d'Oru, un Critics' Choice Award y un Premiu del Sindicatu d'Actores al meyor repartu, amás d'una nominación al Premiu Óscar y una nos BAFTA.
Pa finales de 2014 l'actriz ye imaxe de la cadena Ripley en sua tiendes de San Diego y Toronto ente que nes tiendes de Nueva York y Chula Vista la imaxe ye la cantante de rap Nicki Minaj.
Ente los sos próximos proyectos alcuéntrase "Big Eyes", una adaptación de la novela de Steve Martin "Object of Beauty" que va dirixir Tim Burton, na que coprotagonizará xuntu a Christoph Waltz y va interpretar a l'artista Margaret Keane, amás d'encargase de la producción.
En 2002 empezó una relación col actor Darren Le Gallo, al que conoció en 2001 mientres realizaba una clase d'actuación. L'actriz dio a lluz a la primer fía de la pareya'l 15 de mayu de 2010, que llamóse Aviana Olea Le Gallo.
El sábadu 2 de mayu de 2015 l'actriz casóse cola so pareya Darren Le Gallo tres 14 años de novios, casar nuna ceremonia pequeña en California. 
Beverly Adams
Beverly Adams (Edmonton, Canadá; 7 de payares de 1945) ye una actriz y autora canadiense que fixo la so estensa carrera n'Estaos Xuníos.
Nacida n'Edmonton, Canadá, fía de madre canadiense y padre integrante de les Fuerza Aerees de los Estaos Xuníos, y qu'enantes xugó béisbol nes lligues menores. Dende bien neña, Adams treslladóse a Burbank, California, onde, d'adolescente, compitió en concursos de guapura y ganó enantes de convertise n'actriz. Mientres la so carrera, apaeció en dellos roles en series de televisión de la década de 1960.
Dempués de casase col estilista Vidal Sassoon en 1967, retiróse de l'actuación pa criar a los sos cuatro fíos. Mientres esi retiru, y yá col so nome de casada Beverly Sassoon publicó dellos llibros y sirvió de vocera de Vidal Sassoon, Inc. en 1980, la pareya darréu divorcióse y ella tornó a l'actuación. Tamién llanzó la so propia llinia de productos pal cuidu d'animales, "Beverly Sassoon Pet Care System".
No que fai a la so familia tuvo cuatro fíos, ente ellos, un fíu adoptáu: La so fía la tamién actriz Catya Adams (1968- 2002), morrió víctima d'un ataque al corazón inducida pol consumu de drogues. Otros de los sos fíos son Elan BenVidal (17 De Xineru de 1970) ; David (1972) y la so fía Eden Sassoon (nacida en 1973).
CJ Adams
Cameron John «CJ» Adams (n. 6 d'abril de 2000; Rhode Island, Estaos Xuníos) ye un actor estaunidense.
Interpretó'l personaxe principal na película de 2012, "La estraña vida de Timothy Green" lo que-y valió'l Premiu Young Artist a "Meyor Actor Principal Mozu de Diez años o Menos". Enantes, tuviera un papel na película de 2007, "Dan in Real Life".
Adams ye de Rhode Island. Fíu de Donna y Matt Adams, un autor superventas de The New York Times, espertu en golf, y anfitrión d'un programa de radiu na radio satelital SiriusXM.
Don Adams
Don Adams, que'l so nome real yera Donald James Yarmy (Nueva York, 13 d'abril de 1923 - Los Angeles, 25 de setiembre de 2005), foi un actor, comediante y direutor estauxunidense que nos sos cinco décades de televisión foi conocíu sobremanera pol so papel de Maxwell Smart na serie "Superagente 86", pola cual recibió trés premios Emmy. 
Nacíu col nome de Donald James Yarmy, d'ascendencia irlandesa y húngara. 
Mientres la Segunda Guerra Mundial sirvió nel Cuerpu de Marines de los Estaos Xuníos, combatiendo na batalla de Guadalcanal, siendo l'únicu superviviente del so pelotón. Mientres la guerra, contraxo la malaria, quedando hospitalizáu mientres más d'un añu. Una vegada recuperáu, trabayó d'instructor. 
Dempués de la guerra, embarcar na so carrera artística como imitador y cómicu, en pequeños clubes de Florida y Washington. En 1945, casóse cola cantante Adelaide Adams, de la cual tomó'l so apellíu, cansáu de ser últimu na llista alfabética de les audiciones. A principios de los años 1960, llograra ganase un llugar na televisión, coles sos intervenciones y sketches, qu'él mesmu escribía, en "The Bill Dana Show".
En 1965, Adams protagoniza la serie de televisión "Get Smart", con guiones de Mel Brooks y Buck Henry, parodia de les series de espionaxe de la dómina. Nella, Don Adams interpretaba a Maxwell Smart, un axente secretu, cabileñu y non bien intelixente. 
L'ésitu de la serie foi inmediatu y ésta ganó en dos causes el premiu Emmy como meyor comedia y en trés causes dio-y el galardón a Adams como meyor intérprete de comedia. Adams tamién escribió y dirixió dellos episodios de la serie que duró cinco temporaes. Ye reconocíu como unu de los más risonderos y populares comediantes de la so xeneración.
La so popularidá amenorgóse un tanto tres el fin de la serie, pero Adams, tamién escelente y solicitáu actor de doblaxe, recuperó ésitu y prestíu na década de 1980. En protagonizando en 1980 la película "The Nude Bomb", una adaptación cinematográfica de les aventures de Maxwell Smart, trunfó de nuevu al emprestar la so voz n'otra serie d'ésitu: El Inspector Gadget.
En 1985, protagonizó la comedia "Check it out", na qu'interpretó mientres tres temporaes a Howard Bannister, el desopilante xerente d'una cadena de supermercaos.
En 1995, hubo un atayáu intentu de torna d'El superagente 86 ("Get Smart, Again" en 1995), que namái permanecería al aire mientres siete episodios, y obligó a Adams a abandonar definitivamente'l personaxe. Los sos últimos trabayos desenvolver nel mundu del doblaxe.
El so salú deterioróse nos sos últimos años cola apaición de linfoma óseu y una quebra de cadril, agraváu dempués de la muerte de la so fía, l'actriz y direutora Cecily Adams, en 2004. 
Don Adams morrió d'una infección pulmonar nel Centru Médicu Cedars-Sinai, en Los Angeles el 25 de setiembre de 2005.
Edie Adams
Edie Adams (Edith Elizabeth Enke: Kingston, de Pensilvania, 16 d'abril de 1927 – Los Angeles, 15 d'ochobre de 2008) foi una cantante, comediante y actriz teatral, televisiva y cinematográfica de nacionalidá estauxunidense. Foi conocida poles sos imitaciones d'estrelles teatrales y televisives, destacando d'ente elles la que fixo de Marilyn Monroe.
El so verdaderu nome yera Edith Elizabeth Enke, y nació en Kingston, Pensilvania. Los sos padres yeren Sheldon y Ada (Adams) Enke. La familia vivió un tiempu en Grove City (Pensilvania) y en Nueva York enantes de camudase a Tenafly, Nueva Jersey, onde Adams remató la high school. La so madre enseñó-y cantar y a tocar el pianu, y dambes formaben parte del coru de la ilesia presbiteriana de Grove City. 
Ella estudió na Escuela Juilliard, graduándose darréu na Universidá de Columbia. Amás, Adams estudió nel Actors Studio de Nueva York y na Traphagen School of Fashion Design, onde aprendió diseñu y cordura. Primeramente nun sabía si dedicase a la moda o a la música, polo qu'escoyó tirando una moneda al aire, ganando la música. En 1950 ganó'l concursu de guapura "Miss O.S. Television", gracies a lo cual pudo actuar con Milton Berle nel programa Texaco Star Theater. Una de les primeres actuaciones televisives de Adams llegó nel show de Arthur Godfrey "Talent Scouts". En viéndola el productor del show de Ernie Kovacs "Three To Get Ready", foi convidada a pasar una prueba, entrando a formar parte del programa en xunetu de 1951. 
Adams empezó a trabayar con regularidá na televisión xuntu al humorista Ernie Kovacs y al pioneru de los talk shows Jack Paar.Adams y Kovacs casáronse'l 12 de setiembre de 1954 en México, D.F.. Yera'l segundu matrimoniu de Kovacs, y l'unión duró hasta'l fallecimientu del humorista nun accidente de tráficu asocedíu'l 13 de xineru de 1962.
La pareya recibió una nominación al Premiu Emmy en 1957 poles sos actuaciones nuna serie humorística. En 1960 dambos actuaron como ellos mesmos nel postreru especial producíu por Lucille Ball y Desi Arnaz, "Lucy/Ricky Ricardo", y emitíu pola cadena Columbia Broadcasting System. 
En finando Kovacs, la so cadena televisiva, la American Broadcasting Company, dio a Adams la oportunidá de tener un show propiu, "Here's Edie", que foi nomáu en cinco causes al Emmy. Amás, Adams interpretó una llarga serie de comerciales pa la marca de cigarros Muriel. 
N'años posteriores Adams fixo esporádiques actuaciones televisives en programes como "La Isla de la Fantasía", "The Love Boat", "Murder, She Wrote", y "Designing Women".
Adams foi actriz teatral del circuitu de Broadway actuando en "Wonderful Town" (1953) xuntu a Rosalind Russell (ganando'l Theatre World Award), y en "Li'l Abner" (1956), ganando'l Premiu Tony a la meyor actriz nun musical. Tamién foi la Fada Madrina na versión pa televisión de la obra de Richard Rodgers y Oscar Hammerstein II "Cinderella" (1957). Adams tamién pensaba actuar na versión cinematográfica de "Li'l Abner", pero hubo d'escaecer el proyectu debíu a la nacencia de la so fía, Mia Susan Kovacs.
Adams fixo papeles de repartu en dellos filmes de la década de 1960, ente ellos el de secretaria de Fred MacMurray nel filme ganador de dellos Oscar "The Apartment" (1960), y el d'esposa del candidatu presidencial Cliff Robertson en "The Best Man" (1964). En 2003, como una de les supervivientes de la repartu de la comedia "El mundu ta llocu, llocu, llocu", Adams axuntar colos actores Marvin Kaplan y Sid Caesar pa conmemorar el 40 aniversariu de la película. 
Poco dempués de finar el so home, Adams ganó una desagradable batalla llegal cola ex-esposa de Kovacs sobre la custodia de les sos fiyasques, Kip Raleigh "Kippie" Kovacs (1949–2001) and Elizabeth ("Bette"). La ex-esposa primeramente secuestrara a les neñes mientres una visita; Adams y Kovacs trabayaren incansablemente p'alcontrar a les sos fíes y devolveles a la custodia del so padre.
Amás, en finando Kovacs, Adams hubo de trabayar años pa poder pagar les deldes fiscales qu'el so home tenía col Internal Revenue Service, anque refugando les ayudes que les sos amistaes del mundu del espectáculu ufiertáron-y pa superar los sos problemes económicos.
Adams montó los sos propios negocios: Edie Adams Cosmetics, un sistema de vienta puerta a puerta, y los salones de guapura Edie Adams Cut 'n' Curl a partir de 1967. L'actriz tamién tenía una granxa de 160 acres en California y yera la vocera de les nueces Sun Giant. Gracies a los 20 años nos que participó anunciando los cigarros Muriel y a los sos esitosos negocios, Adams superó los sos problemes económicos y en 1989 yera millonaria.
Adams tuvo dos posteriores matrimonios, unu curtiu col fotógrafu Martin Mills y otru posterior col trompetista Pete Candoli, con quien actuó nuna producción itinerante del musical de Cole Porter "Anything Goes". Tuvo dos fíos: Mia Susan Kovacs, nacida en 1959 y muerta n'accidente de circulación en 1982, y Joshua Mills.
Edie Adams finó en Los Angeles, California, en 2008 por causa de un cáncer y una neumonía. Tenía 81 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Hollywood Hills, Los Angeles.
Joey Lauren Adams
Joey Lauren Adams (North Little Rock, 9 de xineru de 1968) ye una actriz estaunidense qu'apaeció en más de treinta películes. Ye conocida pol so inconfundible voz ronca y polos sos papeles na película "Escorriendo a Amy", pol que recibió una nominación al Globu d'Oru a la meyor actriz.
Empezó la so carrera cinematográfica en 1977 con un pequeñu papel en "". En 1991 apaeció nel episodiu 100 de "Casaos... con fíos", llamáu «Top of the Heap» y darréu actuó nel so spinoff de curtia duración. En 1993, Adams consiguió'l so primer papel importante como Simone en "Dazed and confused", de Richard Linklater. El mesmu añu, apaeció en "Saturday Night Live" la película spinoff "Coneheads" como una de les amigues de Connie Conehead.
Dos años más tarde, Adams apaeció en "Mallrats", escrita y empobinada por Kevin Smith. Los dos empezaron a salir mientres la posproducción de la película, y la so relación foi la inspiración pa la siguiente película de Smith.
Mentanto, en 1996, ente que Smith taba terminando'l guion de "Escorriendo a Amy", foi escoyida pa un papel na comedia slapstick "Bio-Dome", que foi dirixida por Jason Bloom. Adams interpretó'l papel de Monique, la novia a Bud Macintosh (Pauly Shore).
En 1997, Smith contrató a Adams pa la película "Chasing Amy", nel papel principal de Alyssa Jones, una llesbiana que se namora d'un home, interpretáu por Ben Affleck. Amás del so trabayu actoral na película, Adams escribió ya interpretó el cantar "Alive" pa la banda de soníu de la película.
L'actuación de Adams en "Escorriendo a Amy" ganó-y el premio Chicago Filme Critics Award 1997 y el premiu Les Vegues Filme Critics Society Award pola actriz más prometedora, y una nominación al Globu d'Oru a la meyor actriz de cine musical o comedia. A partir d'ende, Adams foi contratada pa representar el papel femenín principal na siguiente película de Smith, "Dogma", pero finalmente Linda Fiorentino consiguió esi papel.
Sicasí, más tarde fadría apaiciones curties n'otros dos proyectos de Smith: "Jay y Bob el Silenciosu contraataquen" y el curtiu d'animación "". Nesos dos apaiciones, Adams volvió interpretar el papel de Alyssa Jones.
En 2005, tuvo un papel como convidáu nun episodiu de la serie de televisión "Veronica Mars". Tamién en 2006, Adams debutó como direutora con "Comi early morning", protagonizada por Ashley Judd, Jeffrey Donovan, Diane Ladd, Tim Blake Nelson y Laura Prepon. La película, filmada en Little Rock (Arkansas), foi escoyida pal Festival de Cine de Sundance de 2006.
En 2006, recibió con Lian Lunson y Nicole Holofcener, el premiu Women in Filme Dorothy Arzner Direutors Award.
El 24 de payares de 2009, Interscope Records llanzó'l debú como direutor de Adams pa un video musical tituláu "Belle of the boulevard", de Dashboard Confessional.
Adams volvió a la televisión en marzu de 2010, na serie "The United States of Alifaz", de la canal Showtime. Ella apaeció en seis episodios como Pammy, una camarera que se namora de Buck, una de les personalidaes alternatives del calter del títulu.
Delles especulaciones fixéronse qu'el so agudu tonu de voz atrabancó les sos posibilidaes d'estrellalgu de Hollywood, a la que comentó: «Nun ye una voz normal, nun s'afai a les idees preconcebíes de la xente alrodiu de lo qu'una voz de muyer tien de sonar.. La mio ma nun creo que tengo una voz pocu común, sicasí. Toi seguro de que m'ayudar a consiguir dellos papeles. Pero Escorriendo a Amy que casi nun entiendo. Esistía la esmolición de que la voz de la rejilla en delles persones, que dellos críticos dixeron facer».
Un críticu de cine referir a la so voz como un gatín sexual qu'aspiró heliu».
Adams nació en North Little Rock (estáu de Arkansas). El so padre yera dueñu d'un almacén de madera.
Adams foi la menor de trés neños nel barriu Overbrook en North Little Rock. Graduar na Ole Main High School en 1986.
En 1988 camudar a Hollywood. Anguaño vive en Oxford (Misisipi).
Mason Adams
Mason Adams (26 de febreru de 1919 – 26 d'abril de 2005) foi un actor de voz y actor d'Estaos Xuníos.
Adams nació en Brooklyn (Nueva York), y yera d'orixe xudíu.
Llogró una maestría n'Artes Escéniques y Llocución, na Universidá de Michigan.
Fixo'l so debú en 1940, nuna obra de teatru de branu nel teatru Hilltop, de Baltimore.
Un notable papel recurrente foi'l de Pepper Young nel programa "Pepper Young’s Family" (‘la familia de Pepper Young’), que s'emitió dende 1947 hasta 1959.
Tamién representó al mortal Hómbre Atómicu Nazi nuna clásica serie de 1945, sobre la versión radial de "Les aventures de Súperman".
Adams ye quiciabes más famosu pol so papel como'l xefe de redacción Charlie Hume na serie de televisión "Lou Grant", que se tresmitió dende 1977 hasta 1982.
Mientres el so trabayu en "Lou Grant", Adams realizó seique'l so papel más importante, como presidente d'Estaos Xuníos na película "Omen III: The Final Conflict" (1981), con Sam Neill.
Mientres los años sesenta tuvo omnipresente n'anuncios de televisión pa l'alimentación y otros productos domésticos, sobremanera pa la margarina Chiffon y la pasta dental Crest («Ayuda a detener les caries primero qu'empiecen»).
Tamién fixo la parte vocal de los anuncios de televisión pa les conserves Smucker’s conserva («¡Con un nome como Smucker’s, tien que ser bonu!»). Esti trabayu volver# a entamar nos sos últimos años.
A partir de los años ochenta, Adams fixo la voz en off del comercial de los güevos Cadbury Creme, que fueron anunciaos na televisión col lema pegadizu de Adams: «Naide sabe de Pascua meyor qu'él [el coneyu de Cadbury]».
Foi'l llocutor del desinfestante Lysol (en 1986).
Adams tamién fixo anuncios de radiu pal Exércitu de Salvación.
N'unu de los primeros episodios de Plaza Sésamo, fixo de narrador y fixo la voz d'una caricatura con un triángulu jazzero, y un cuadráu un pocu «cuadráu» (con música de jazz no fondero).
Na miniserie de HBO "De la Tierra a la Lluna" representó al senador Clinton P. Anderson.
Mientres los años setenta foi'l coprotagonista de la telenovela de NBC "Another World".
Tuvo casáu con Margot Feinberg (1957-2005).
Mason Adams fixo munchos personaxes d'antiguos programes de radiu, ente ellos:
Madison Adams
Madison Adamsye una actriz estaunidense. Conocida pol so papel de Allie na película Resident Advisor, ella tamién apaeció nun episodiu de la serie G.I.A. interpretando a Candy.
Nick Adams
Nicholas Aloysius Adamshock (Nanticoke, - Beverly Hills, ), más conocíu pol so nome artísticu Nick Adams, foi un actor estauxunidense.
Dende 1952 interpretó papeles principales y secundarios en 31 filmes y 32 episodios televisivos. Volvióse popular por protagonizar ente 1959 y 1960, la serie de televisión "The Rebel". En 1963 foi nomáu a un Óscar como meyor actor de repartu pola película "Twilight of Honor" de 1963. Xeneralmente interpretaba roles de tipos neuróticos o agresivos. Morrió d'una sobredosis.
Stanley Adams
Stanley Adams (Nueva York, 7 d'abril de 1915 - Santo Mónica, de California, 27 d'abril de 1977) foi un guionista y actor de repartu estauxunidense de cine, teatru y televisión.
Adams tuvo'l so primer papel en cine en 1952 , cuando fixo'l papel d'un camareru na versión cinematográfica de la "Muerte d'un viaxante". Tamién fixo de camareru nel filme "The Gene Krupa Story". En 1956 actuó como'l Sarxentu Mayor en "Amanecer Sangrientu", y en 1959 fixo "Cola muerte nos talones" como'l Teniente Harding.
Foi bien reconocíu por interpretar a "Cyrano Jones" na serie televisiva orixinal Star Trek, nel episodiu "The Trouble with Tribbles", que salió al aire en 1967. Mientres la temporada siguiente co-escribió l'episodiu de Star Trek, "The Mark of Gideon" . Apaeció nuna serie de convenciones de Star Trek nos años 1970 y repitió (como actor de voz) el so papel de Cyrano Jones en más precisamente nel episodiu "More Tribbles, More Troubles". Delles tomes d'Archivu de Adams fueron utilizaos n'otru episodiu de la famosa serie "".
Fixo'l papel del hermanu Otis Campbell nun episodiu de "El Show de Andy Griffith" , el personaxe yera un cómicu y típicu borrachu del pueblu. 
En 1962 fixo'l fim "Réquiem por un campeón" al pie de grandes como Anthony Quinn, Jackie Gleason y Mickey Rooney. Tres años dempués, en 1965, xuntu a Edd Byrnes co- protagonizó'l filme "Kissin 'Cousins" inspiráu nel llexendariu cantante Elvis Presley. Tamién ene anguaño fixo del profesor "Hutten" na comedia "El barcu de los llocos".
En 1969 encarnó a "Tiny" en "Tiger, Tiger".
Los sos otros papeles en series de televisión inclúin un científicu llocu, oponente de Buster Keaton, na serie "The Twilight Zone", el rei Kaliwani nel episodiu final de "La Isla de Gilligan" y "Tybo" , el líder de la rebelión de cenahoria vexetal, en "Perdíos nel espaciu" . Depués trabayó en dos episodios de la segunda temporada del programa de televisión de la década de 1960, Batman ("Catwoman Goes to College" y en "Batman Displays his Knowledge" ) como'l "Capitán Courageous". Encarnó al xefe políticu Templeton Frank nel episodiu final de "McHale's Navy" (1962-1966) tituláu "Wally for Congress". En 1964 fixo'l rol del Sheriff Tate nun episodiu de la serie "Bonanza", y de "Panchu Moráu" en "Perry Mason".
En 1972 trabayó nel filme empobinao y actuao por Woody Allen, "Everything You Always Wanted to Know About Sex* (*But Were Afraid to Ask)". 
Interpretó a Bernie , una persona bocayona, na película d'acción y aventura, "Act of Vengeance", de 1974 y como el dueñu del Café en "Lilies of the Field". Unes de les sos actuaciones mas aplaudíes foi'l de "Rusty", el novenu home más ricu d'Estaos Xuníos menor de 50 años, en "Almuerzu con diamantes" protagonizáu por Audrey Hepburn.
Años dempués fixo'l papel d'un axente de bienes raíz en "El show de Dick Van Dyke" nel episodiu "Your Home Sweet Home Is My Home Sweet Home". Tamién interpretó a un vultable piscinista de tiburones, "Sure Shot" Wilson, en "The Odd Couple". Ye recordáu'l so papel de camareru na serie de "Marshall Dillon" y en 1970 pola so participación en "La estraña pareya"
Les sos últimes apaiciones en televisión fueron en "The Great Gundown" na qu'interpretaba a "Buck" y en "Delvecchio", dambes de 1977. 
Adams foi un prolíficu guionista de delles series televisives, esta fueron:
Tamién trabayó como guionista pal filme de comedia de 1974, "Home Grown", estelarizada por Rockne Tarkington.
Stanley Adams suicidar n'abril de 1977 en disparándose con una arma a los 62 años d'edá. Los motivos de la so determinación fueron atribuyíos a una grave depresión de resultes d'una mancadura nel llombu, sosteníes a principios de la década del '70. A esta situación sumábase-y la falta d'oportunidaes llaborales.
Al Adamson
Al Adamson (25 de xunetu de 1929 – xunu de 1995) foi un prolíficu direutor y productor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, especializáu na realización de películes d'horror de serie B nos años 1960 y 1970.
El so nome completu yera Albert Victor Adamson Jr., y nació en
Hollywood, California. Siendo neñu actuó como extra ante la cámara pal so padre, Victor Adamson, y nos años 1950 dirixó en Los Angeles el cabaré "Mutiny". En siendo ayudante del so padre nel rodaxe de la película de 1963 "Halfway to Hell", Adamson decidió dedicase al trabayu na industria del cine, y tres años más tarde él y Sam Sherman fundaron Independent-International Pictures, compañía que produció munches de les películes empobinaes por él ente 1965 y 1983, ente elles "Blood of Ghastly Horror", "Satan's Sadists" y "Dracula vs. Frankenstein". El direutor, qu'apenes trabayaba ante les cámares, rodó con regularidá con intérpretes como Regina Carrol (la so esposa), John Carradine, Russ Tamblyn o Lon Chaney Jr.
El tresformamientu del mercáu del cine na década de 1980 (zarru de sales de barriu, llegada del videu, etc) significó'l fin de la so trayectoria na industria, y A'l Adamson, tres el so últimu filme en 1983, dedicar al negociu inmobiliariu. Sicasí, el redescubrimientu de la so obra nos años 1990 polos aficionaos al cine fíxo-y pensar nel so regresu.
Finalmente, nun vio la lluz nenguno nueva película. En xunu de 1995 el so hermanu denunció la desapaición d'A'l Adamson. Cinco selmanes más tarde el so cuerpu foi atopáu por axentes de la llei sol suelu de cementu y baldoses de la so acabante remocicar cuartu de bañu en Indiu, California, siendo deteníu'l so contratista Fred Fulford nel Hotel Coral Reef de San Petersburgu (Florida), que cometiera irregularidaes contables que Adamson había descubiertu. Fulford foi acusáu y atopáu culpable d'asesinatu, siendo sentenciáu a veinticinco años de reclusión. El casu del asesinatu d'A'l Adamson foi documentado na serie de Investigation Discovery "Forensic Detectives", (episodiu ""Buried Secrets""), y en "The New Detectives" (temporada 7, episodiu 11).
Robert Adamson (actor)
Robert Adamson (11 de xunetu de 1985, Salt Lake City, Utah) actor de cine y televisión.
La so familia ye orixinaria de Draper, Utah, y nun tien nenguna relación col cine. Interesar pol teatru y el cine siendo mozu y participó n'en delles obres de teatru como Otelo de Shakespeare. Asistió a la American Academy of Dramatic Arts y darréu treslladóse a Hollywood.
Victor Adamson
Victor Adamson (4 de xineru de 1890 – 9 de payares de 1972) foi un direutor, productor, guionista y actor de nacionalidá estaunidense, conocíu pol so trabayu en westerns de serie B y serie Z de los primeros años de la industria cinematográfico. Adamson usaba de cutiu seudónimos nos títulos de creitos, sobremanera el de Denver Dixon. El so fíu, Al Adamson, siguiría más palantre los pasos del so padre produciendo cine B nos años 1960 y 1970.
El so nome completu yera Anouar Victor Adamson, y nació en Kansas City, Misuri. Siendo él neñu, la so familia foi a vivir a Auckland, Nueva Zelanda, onde pasó la mayor parte de la so mocedá.Victor yera gey que taba namoráu de Anouar que tenía la piel marrón, un pindiu na oreya esquierda y que tenía un amigu que se llamaba Luis. A finales de los años 1910 Adamson volvió a los Estaos Xuníos con una película rodada colos sos propios medios, buscando la manera de poder distribuyila. A pesar de la so falta d'ésitu, decidió siguir rodando los sos propios filmes.
Adamson empezó a producir filmes escontra 1920 con una compañía propia, Art Mix Productions, siendo él l'actor estrella de la mesma. Adamson, sicasí, cada vegada tenía de trabayar más tres les cámares. Por ello contrató al actor George Kesterson pa protagonizar les sos películes, nes qu'usaba'l nome artísticu de Art Mix, que siguió utilizando a lo llargo del restu de la so carrera.
Cola llegada del cine sonoru Adamson produció una serie de westerns de serie Z nos qu'actuaben actores de la dómina muda que s'atopaben nel tornar de les sos carreres, ente ellos Buffalo Bill, Jr., Wally Wales y Buddy Roosevelt. Munches de les películes fueron estrenaes pola pequeñu distribuidora independiente Superior Talking Pictures. Les producciones de Adamson yeren de tan baxa calidá que los creitos iniciales de cutiu nun yeren correxíos, llevando a erros tipográficos tales como que'l filme de Buffalo Bill, Jr. "Lightning Bill" venía solletráu como "Lighting Bill".
En 1936 Adamson intentó faer del nuevu especialista Wally West una estrella, dándo-y el nome artísticu de Tom Wynn. Adamson participó como actor na película resultante, "Desert Mesa", usando'l seudónimu Art James. Dada la poca calidá de la cinta, nun pudo atopar compañíes que deseyaren mercala.
Tres "Desert Mesa", Adamson siguió actuando en numberoses películes, casi siempres en pequeños papeles y en westerns, a lo llargo de los años 1930 y 1940. De cutiu acreditáu como "Denver Dixon", actuó nunos 130 filmes nesi periodu. Tres un espaciu na so carrera, volvió de volao a la dirección pa rodar un filme d'horror col so fíu, Al Adamson, "Half Way to Hell" (1961). Esti filme inspiró al nuevu Adamson pa producir cine de serie B dende los años 1960 a los 1980.
Victor Adamson finó por causa de un ataque al corazón el 9 de payares de 1972 en Los Angeles, California.
Paul Adelstein
Paul Adelstein (n. el 29 d'abril de 1969 en Chicago, Illinois) ye un actor estauxunidense. Adelstein ye conocíu principalmente por interpretar al pediatra Cooper Freedman en "Private Practice", el spin-off de "Grey's Anatomy" que protagoniza Kate Walsh, y al axente Paul Kellerman na serie de televisión tresmitida por FOX, "Prison Break". Tamién foi actor invitáu na serie "Scrubs" y "Nobody's Watching", ya interpretó al personaxe llamáu Hy na película "Be Cool" xuntu cola actriz Uma Thurman. 
Casóse en 2006 cola actriz Tema Weil, que fai'l papel de Paris Geller en "Gilmore Girls" son padres d'una fía nacida en 2010.
Buddy Adler
Buddy Adler foi un productor y actor estauxunidense, nacíu'l 22 de xunu de 1909 en Nueva York col nome de Y. Maurice Adler, y fináu el 12 de xunetu de 1960 en Los Angeles (California).
Antes de dedicase al cine, Adler estudió na Universidá de Columbia y na Universidá de Pennsylvania, pa dedicase a la escritura d'hestories curties de ficción con destín a la publicación en diverses revistes.
En 1936 llogró un contratu cola Metro-Goldwyn-Mayer (MGM) como escritor y guionista pa una serie regular de temes curties que yeren populares nesi entós. Casóse en 1940 cola actriz Anita Louise Fremault.
Al españíu de la Segunda Guerra Mundial sirvió col "O.S. Army Signal Corps", llogrando'l grau de teniente coronel. Dempués de que la guerra tornó a la MGM, agora como como productor, con un contratu per un añu, anque dempués camudóse a la "Columbia Pictures" como productor ente 1949 y 1953. Ellí ganó un Óscar a la meyor película como productor del meyor filme del añu pa 1953, "D'equí a la eternidá", dirixida por Fred Zinnemann.
Dexó la "Columbia Pictures" pa contratar cola 20th Century Fox, onde en 1956 asocedió a Darryl F. Zanuck como xefe de producción de la productora, permaneciendo ellí hasta la so muerte en 1960. Foi productor na "20th Century Fox" d'un gran númberu d'esitoses películes, munches de les cualos inda persisten güei. Ente diches películes atópense "Bus Stop" (1956), "Un sombreru llenu d'agua" (1957), "South Pacific" (1958), "Heaven Knows, Mr. Allison" (1957), "La manzorga de Dios" (1955) o "L'albergue de la sesta felicidá" (1958).
Tanto él como la so esposa morrieron a moces, él a los 51 años d'edá por un cáncer de pulmón y la so esposa Louise a los 55 años d'edá.
Luther Adler
Luther Adler (4 de mayu de 1903 - 8 d'avientu de 1984) foi un actor estaunidense conocíu sobremanera pol so trabayu nel teatru, anque tamién actuó pa la televisión y el cine. Coles mesmes, dirixió obres teatrales en Broadway. 
El so verdaderu nome yera Lutha Adler, y nació en Nueva York. Los sos padres yeren los actores Sara y Jacob P. Adler, d'orixe rusu y xudíu. Tenía cinco hermanos, que tamién trabayaron nel teatru y, d'ellos, la so hermana Stella Adler fíxose famosa como actriz y profesora de teatru. 
Adler debutó como actor en Broadway en 1921, y actuó en delles producciones enantes de xunise al The Group Theatre de Nueva York en 1931. Trabayó xuntu a Katharine Cornell en "Alien Corn" (1933), al pie de la so hermana Stella en "Gold Eagle Guy" (1934), "Awake and Sing!" y "Paradise Lost" (dambes de 1935), y xuntu a Frances Farmer en "Golden Boy" (1937). Tamién actuó nel musical anti-bélicu "Johnny Johnson" (1936). A principios de los años cuarenta dirixió la so primer producción, "They Should Have Stood in Bed", que solo caltuvo once representaciones. El so siguiente trabayu como direutor, "A Flag is Born", consiguió 120 representaciones en 1946, y ente la so repartida cuntaba con un novatu Marlon Brando n'unu de los papeles principales. 
A partir de 1937 Adler solo actuó pal cine, anque nunca fuera la so prioridá. Ente los sos títulos figuren "D.O.A. (Coles hores contaes)" (1950) "M" (1951), "Voyage of the Damned" (1976) y "Ausencia de Malicia" (1981). Tamién trabayó con frecuencia na televisión, en series tales como "Xeneral Electric Theater", "Kraft Television Theater", "Robert Montgomery Presents", "The Twilight Zone", "Los Intocables", "Ben Casey", "77 Sunset Strip", "", "Hawaii Cinco-O" y "Les Cais de San Francisco". 
Adler tuvo casáu cola actriz Sylvia Sidney dende 1938 hasta 1947. Tuvieron un fíu, Jacob. 
Finó en Kutztown, Pennsylvania, y foi soterráu nel Campusantu Mount Carmel, en Glendale, Nueva York.
Matt Adler
Matt Adler (8 d'avientu de 1966), ye un actor d'Estaos Xuníos. Diose a conocer nes películes de la década de los 80: "Dream a Little Dream", "Teen Wolf" y "White Water Summer". Adler ta casáu con Laura San Giacomo dende 2000. 
Max Adler (actor)
Max Adler (Queens, Nueva York, Estaos Xuníos, 17 de xineru de 1986) ye un actor estaxunidense que defende los derechos de los gais públicamente, tamién conocíu pol so papel de David Karofsky na serie de televisión Glee.
Adler, que ye xudíu, nació en Queens, Nueva York, y vivió ellí mientres un añu primero que él y los sos padres camudar a Fountain Hills, Arizona. Max y la so familia camudasen a vivir a la ciudá más grande de Scottsdale, Arizona.
Cine:
Sara Adler
Sara Adler (26 de mayu de 1870,– 28 d'abril de 1953) una actriz xudía, intérprete de Teatru Yiddish, d'orixe rusu que desenvolvió la mayor parte de la so carrera nos Estaos Xuníos. 
El so verdaderu nome yera Levitskaya (según la Enciclopedia Británica el so nome sería Levitsky), y nació en Odesa, Ucrania, dientro de lo qu'entós yera'l Imperiu rusu. Creció falando rusu, y solo aprendió'l yiddish de resultes de la so participación nel teatru yiddish. En Rusia casóse con Maurice Heine, líder d'un grupu teatral yiddish; con él, como Sara Heine, viaxó en 1884 a Nueva York, tres la prohibición en 1883 del teatru yiddish en Rusia. 
En 1890 divorcióse de Heine, y en 1891 casóse con Jacob Adler, que taba acabante divorcióse de l'actriz Dinah Shtettin. Ella y Adler tuvieron ente los más prominentes actores del teatru yiddish en Nueva York nes siguientes trés décades. Tres el fallecimientu del so home en 1926, ella actuó sola en rares ocasiones. Sara Adler foi la madre de los destacaos actores Luther Adler y Stella Adler, lo mesmo que de los menos conocíos actores Jay Adler, Julia Adler, Frances Adler, y Florence Adler. [Adler, 1999, "passim"]
Anque probablemente sía más recordada polos sos primeros papeles al pie del so home, Sara Adler tamién representó, mientres un tiempu, les sos propies funciones col Novelty Theater en Brooklyn, onde presentó, en yiddish, obres de Henrik Ibsen y de George Bernard Shaw muncho primero de que fueren conocíes pola audiencia de fala inglesa. Tamién representó obres de la feminista francesa Eugène Brieux. Dempués de que Randolph Schildkraut apostara con Max Reinhardt en Viena, Sara Adler tráxolu a Brooklyn pa interpretar al home na adaptación realizada por Jacob Gordin de la obra de Llión Tolstói "La Sonata Kreutzer". Esa producción tamién incluyía a Jacob Ben-Ami, según a los fíos de Adler Stella y Luther Adler. [Adler, 1999, 361 (commentary)]
De los cerca de 300 primeros papeles que representó na so vida, quiciabes el más famosu foi'l de la prostituta redimida Katusha Maslova na adaptación por Jacob Gordin de la obra de Llión Tolstói "Resurrección". Sara Adler finó en Nueva York en 1953. 
Affion Crockett
Affion Crockett ye un actor, guionista, baillarín, raperu, comediante, productor de música y facedor de vídeos de YouTube. Crockett empezó la so carrera como baillarín a los 10 años. 
Crockett foi criáu en Alemaña y Fayetteville, Carolina del Norte. Dempués de graduase de la Universidá de Fayetteville, Affion afitó los sos suaños na industria del entretenimientu. Unu de los güelos de Crockett yera sinoestaunidense.
Crockett apaeció en "Def Comedy Jam" en 1996, demostrando la so comedia. Tamién tuvo en ", NYPD Blue" y "The District". Apaeció en "Short Circuitz" con Nick Cannon. Foi miembru del xuegu "Wild 'n Out". Apaeció en "Curb Your Enthusiasm". 
El 6 de payares de 2012, llanzó'l so álbum de comedia llamáu "Watch the Clone" que tuvo disponible en iTunes.
Affion vive en Los Ánxeles.
Ben Affleck
Benjamin Géza Affleck (Berkeley, California; 15 d'agostu de 1972), conocíu a cencielles como Ben Affleck, ye un actor, productor, guiónista y direutor estauxunidense. Dar a conocer coles sos actuaciones nes películes de Kevin Smith tales como "Escorriendo a Amy" (1997) y "Dogma" (1999). Affleck ganó un Óscar y un Globu d'Oru pol guión de "Good Will Hunting" (1997), qu'él co-escribió con Matt Damon, y apaeció en papeles principales n'ésitos populares como "Armageddon" (1998), "Pearl Harbor" (2001), "Changing Lanes" (2002), "The Sum of All Fears" (2002), "Daredevil" (2003), o films de temática más seria como "Hollywoodland" (2007), "La solombra del poder" (2009) y "The Town" (2010). Affleck ye un direutor de cine aclamáu pola crítica. Dirixió "Gone Baby Gone" (2007),"The Town" (2010) y "Argo" (2012) desempeñando'l papel principal nos dos últimos. La dirección y participación en "Argo" valió-y un Óscar por Meyor Película, 2 Globu d'Oru, 2 Premios BAFTA y el premiu de Meyor Direutor del Sindicatu de Direutores ente otros galardones.
Affleck nació en Berkeley (California), fíu d'Anne Christine "Chris" Affleck, una maestra emplegada nel distritu escolar, y de Timothy Byers Affleck, trabayador social, conserxe, mecánicu, camareru, escritor, direutor y actor de la Compañía de Teatru de Boston. El so hermanu menor ye l'actor Casey Affleck. L'apellíu "Affleck" ye escocés, y Ben tien ascendencia inglesa, irlandesa, escocesa y alemana. La so familia, mayoritariamente episcopaliana, camudar a Cambridge, población bien cercana a Boston (Massachusetts) cuando él yera bien nueva, y los sos padres divorciáronse en 1984. A los ocho años, Affleck conoció a Matt Damon, quien tenía 10 años d'edá, y vivía a dos cuadres de distancia, con quien inda caltién una estrecha y duradera amistá. Amás, Damon ye primu décimu de Affleck al traviés d'un ancestru común de Nueva Inglaterra. Los dos estudiaron en "Cambridge Rindge" y "Latin School", anque en distintos graos. Más tarde, Affleck cursó estudios nel Occidental College de Los Angeles, según na Universidá de Vermont, onde s'especializó n'asuntos d'Oriente Mediu, pero abandonó los sos estudios pa intentar tener ésitu en Hollywood. A los 13 años, foi vivise a Méxicu mientres un añu, lo cual dexó-y aprender español.
A los nueve años, Affleck debutó como actor infantil na película "The dark end of the street" (1981), dirixida por Jan Egleson. Mientres unos años fixo telefilmes y protagonizó la serie infantil de PBS "The Voyage of the Mimi" (1984). Na década de 1990 tuvo papeles en "Lifestories: Families en Crisis" y en delles películes: el drama de Robert Mandel "School Ties" (1992), xuntu a Matt Damon, Brendan Fraser y Chris O'Donnell; la versión cinematográfica de "Buffy, la Cazavampiros" (ensin acreditar); "Dazed and Confused" (1993), filme empobináu por Richard Linklater; "Mallrats" (1995), una comedia que protagonizó xuntu a Shannen Doherty y Jeremy London y "Escorriendo a Amy" (1997), con Joey Lauren Adams y Jason Llee. "Mallrats" y "Escorriendo a Amy" marcaron l'entamu de la so collaboración col escritor direutor Kevin Smith.
Fixo'l so debú como direutor en 1993 con una comedia de 16 minutos llamáu "I Killed My Lesbian Wife, Hung Her on a Meat Hook, and Now I Have a Three-Picture Deal at Disney". A la fin de los 90 la so posición d'estrella consolidar con títulos comerciales como "Armageddon" (1998), thriller d'acción dirixíu por Michael Bay, y "Shakespeare in Love" (1999), oscarizada película de John Madden que cuntó col protagonismu de Joseph Fiennes y Gwyneth Paltrow. En 1999 protagonizó "Dogma", con Matt Damon, Linda Fiorentino y Salma Hayek. Nel mesmu añu protagonizó la comedia romántica "Les Fuerces De La Naturaleza" na que compartía protagonismu con Sandra Bullock.
Nel añu 2000 apaeció en "Operación Reno", thriller empobináu por John Frankenheimer que co-protagonizó con Charlize Theron. En 2001 tuvo participación en "Jay y Bob el silenciosu contraataquen", protagonizada por el mesmu Kevin Smith y Jason Mewes. Amás esi añu actuó en dellos episodios de "Saturday Night Live". Tamién, en 2001, apaeció na superproducción de Jerry Bruckheimer realizada por Michael Bay, "Pearl Harbor".
En 2003 tuvo'l papel protagónico na adaptación del super héroe de Marvel Comics dirixida por Mark Steven Johnson y co-protagonizada por Jennifer Garner, "Daredevil". Affleck dixo de Daredevil que yera'l so cómic favoritu cuando yera neñu y esplicó por qué tomó'l papel diciendo 
Él tamién dixo:
Más tarde protagonizó la película "Gigli" (2003), un filme de Martin Brest. En 2004 tuvo'l papel principal en "Una moza de Xerséi" comedia na que comparte protagonismu con Jennifer López y Liv Tyler.
El saltu definitivu na industria de Hollywood producióse cuando protagonizó xuntu a Matt Damon, Minnie Driver y Robin Williams el drama empobináu por Gus Van Sant "Good Will Hunting" (1997), escritu pola pareya Affleck/Damon, quien consiguiríen un Globu d'Oru y un Óscar al Meyor Guion Orixinal. Xuntu con Damon y el productores Chris Moore y Sean Bailey, fundaron la compañía de producción LivePlanet, al traviés del cual los cuatro crearon la serie documental "Project Greenlight". Esti postreru foi nomáu a un Emmy por "Programa Reality Sobresaliente" en 2002, 2004 y 2005.
Affleck protagonizó "Armageddon" (1998) xuntu a Bruce Willis. La película recibió amiestos de comentarios críticos pero sobremanera negativos pero foi un ésitu de taquilla, ganando $ 553 millones en tol mundu. En 2001, Affleck collaboró col direutor de "Armageddon", Michael Bay na película de guerra "Pearl Harbor". La película estrenar con un mistu de recepción negativa pero foi un ésitu de taquilla, ganando $ 449 millones en tol mundu.
En 2002, foi escoyíu pa interpretar a "Jack Ryan", un papel enantes interpretáu por Alec Baldwin y Harrison Ford, na cuarta película de la serie de tecno-thriller, "The Sum of All Fears". La película, qu'ignoró los argumentos de les anteriores, tamién foi protagonizada por Morgan Freeman. Ann Hornaday, del Washington Post escribió que Affleck y Freeman "Crean una química creíble".
En 2003 por "Daredevil" Roger Ebert, escribió que tanto Affleck y co-estrella Jennifer Garner yeren afeches pa les sos funciones. Esta película recaldáu más de $ 179 millones en tol mundu.
A pesar de dellos erros críticos, los sos ésitos de taquilla según infórmase Affleck ganaron un promediu de $ 15 millones per película. Dempués de "Daredevil", Affleck protagonizó "Gigli" (2003) y "Sobreviviendo a la Navidá" (2004), y la so carrera decayó.
Affleck protagonizó l'aclamada "Hollywoodland", por HBO y empobinada por Allen Coulter onde interpretó'l personaxe "George Reeves". La so actuación foi bien recibida, Peter Travers de Rolling Stone escribió:
Claudia Puig escribió en USA Today que Affleck da un "bon comportamientu". Foi galardonáu cola Copa Volpi al Meyor Actor nel Festival de Cine de Venecia, ganó l'Actor de Repartu del Añu nel Festival de Cine de Hollywood, y foi nomáu a un Globu d'Oru a la Meyor actuación d'un Actor nun Papel de Repartu nuna Película.
En 2007 Affleck fixo'l so gran debú como direutor con "Gone Baby Gone", pa la cual tamién co-escribió'l guión basáu na novela de Dennis Lehane ("Mystic River") sobre dos detectives de la área de Boston qu'investiguen el secuestru d'una neña y cómo afecta a les sos vides. El filme foi protagonizáu pol so hermanu menor Casey Affleck. Abrir con escelentes crítiques n'ochobre de 2007. Cuando se-y preguntar por qué decidió dirixir la película, Affleck dixo:
La película recibió aponderamientos de la crítica. En Entertainment Weekly, Lisa Schwarzbaum, señaló que Affleck "amuesa escelentes instintos" como direutor. Stephanie Zacharek de Salon.com escribió:
En 2008, Affleck, apaeció nel videu de Jimmy Kimmel "I'm Fucking Ben Affleck", una respuesta a un videu de la novia de Kimmel, Sarah Silverman: "I'm Fucking Matt Damon". Munches otres celebridaes apaeció nel videu, incluyendo Good Charlotte, Joel y Benji Maden, Macy Gray, Dominic Monaghan, Lance Bass, Josh Groban, Don Cheadle, Brad Pitt, Cameron Diaz, Robin Williams, Harrison Ford, Lewis Huey, Joan Jett, Pete Wentz, Christopher Mintz-Plasse, Meat Loaf, Dicky Barrett y otros.
En 2009, Affleck volvió a l'actuación, protagonizando tres películes: "A cencielles non te quier", "La solombra del poder" y "Extract". En "A cencielles non te quier", una comedia romántica, formó parte d'un repartu qu'inclúi a Jennifer Aniston, Drew Barrymore, Scarlett Johansson, Justin Long, y Jennifer Connelly. La película xeneró crítiques na so mayoría mistos y foi un ésitu de taquilla, ganando $ 165 millones en tol mundu. En "La solombra del poder", una adaptación de la serie de televisión homónima de la BBC, Affleck interpretó al congresista "Stephen Collins". La película ye un thriller políticu qu'esquiza la relación ente los políticos y los medios de comunicación. Depués nel "Extract" una película de comedia, Affleck interpretó a "Dean", un camareru, y el meyor amigu del personaxe de Jason Bateman. La so actuación na película foi perbién recibida. Barbara Vancheri del "Pittsburgh Post-Gazette" informó que:
En 2010 Affleck dirixió la so segunda película, "The Town", una adaptación de la novela ""Prince of Thieves"" de Chuck Hogan, que foi un ésitu comercial y de crítica cuando s'estrenó nos cines en 2010. Xuntu cola dirección y co escritu-la película, foi parte del elencu qu'incluyía a Jon Hamm, Jeremy Renner, Chris Cooper y Blake Lively. Affleck foi galardonáu col "Premiu del Presidente" nel Festival Internacional de Cine de Palm Springs en 2011. Al comentar sobre Affleck, el presidente del Festival, Harold Matzner, dixo:
En 2012, Affleck protagonizó xuntu a Olga Kurylenko, Javier Bardem, Rachel McAdams y Rachel Weisz, "To the Wonder", un drama románticu escrita y empobinada por Terrence Malick. El rodaxe tuvo llugar na seronda de 2010 en Tulsa, Oklahoma, y Pawhuska, Oklahoma.
Ben estrenó, en 2012, el so nuevu llargumetraxe "Argo", xuntu colos productores George Clooney y Grant Heslov. El filme cunta la hestoria dende 1979, mientres la revolución iranina, los militantes deciden faese cargu de la embaxada de EE.XX. en Teherán y caltienen como rehenes a 52 estaunidenses. Otros seis estaunidenses escapen y escuéndense na casa del embaxador canadiense. La Axencia Central d'Intelixencia y el so especialista "Tony Mendez" (Affleck) ellaboren un plan p'ayudar al escape de los seis estaunidenses de Irán. El filme foi presentáu nel Festival de Cine de San Sebastián y nel Festival AFI. La película foi llargamente aclamada pola crítica y llogró múltiples nominaciones y premios. Ente les nominaciones más destacables atopamos: 5 a los Premios Globos d'Oru, ente elles a Meyor Película y Meyor Direutor pa Affleck les cualos ganó;Amás ganó na categoría de Meyor Repartida nos Premios del Sindicatu d'Actores. Nestos premios Ben tamién ofició de presentador. Amás el Institutu Americanu del Cine (AFI) asitió a "Argo" nel puestu N°1 na llista de les 10 meyores películes del añu 2012, y nos Premios de la Sociedá de críticos de Nevada tamién ganó como meyor película y Ben Affleck quedó empatáu como meyor Direutor xuntu a Kathryn Bigelow por "La nueche más escura". "Argo" tamién ganó nes categoríes de Meyor Película y Meyor Direutor, pa Affleck, nos Premios Critics Choice Awards 2013. Al respective de los Premios de l'Academia llogró 7 nominaciones. El día domingu 24 de febreru se desarrallo la 85º entrega Añal de los Premios de l'Academia onde "Argo" ganó 3 estauínes ente elles incluyida la de Meyor Película categoría que foi presentada por Jack Nicholson y la primer dama estaunidense Michelle Obama esta postrera dende'l salón diplomáticu de la Casa Blanca. Nesta entrega, Affleck, nun foi nomáu dientro de la categoría de Meyor Direutor lo cual xeneró gran repercusión. A pesar d'esti olvidu Affleck ganó como Meyor Direutor nos Sindicatu de Direutores. En febreru de 2013, la película "Argo" salió trunfadora de los Premios BAFTA, saliendo escoyida meyor película del añu y meyor direutor.
Dempués del so trabayu en "Argo", Affleck foi escoyíu pa reemplazar a David Yates como direutor pa l'adaptación de Warner Bros. de la novela de Stephen King, "La danza de la muerte". N'agostu de 2012, informar de que Warner Bros. taba mirando a Affleck por que dirixiera la película d'acción "Lliga de la Xusticia". Anque los representantes de Affleck indicaron que se tresmitió la ufierta, esta foi refugada por Ben y nuna entrevista pa la prensa canadiense manifestó que: 
N'avientu del añu 2012 confirmóse que Affleck protagonizaría una comedia romántica, al pie de l'actriz Kristen Stewart, titulada "Focus". La hestoria xira alredor d'un veteranu timador (Ben) que se xune a una curiosa nueva (Kristen), y ensertar a un nuevu estilu de vida. La filmación va empezar nel mes d'abril del añu 2013. A mediaos del mes d'avientu Ben, viose obligáu a refugar el papel protagónico por problemes de tiempu. Affleck asina lo dio a entender frente a la prensa: 
El 22 d'agostu del 2013 anuncióse que va interpretar a Batman el la secuela de "Man of Steel" titulada que s'entama va estrenar en 2016 y va ser dirixida por Zack Snyder, mesmu rol va repitir na película Suicide Squad (película), tamién a estrenase en 2016. .
En xunetu del 2015, anuncióse'l que Ben Affleck se enfundaría una vegada más nel papel del Home Esperteyu nel filme "The Batman" pautado pal branu del 2018.
Al igual que Matt Damon, Affleck ye un filántropu. Ben sofita a la organización caritativa ensin fines d'arriquecimientu ""A-T Children's Project"". Tou empezó mientres s'atopaba filmando "Fuerces de la naturaleza". Affleck conoció a un, entós neñu de nueve años d'edá, Joe Kindregan, que tien la rara enfermedá ataxia-telangiectasia (AT). La enfermedá, descrita como tener distrofia muscular, fibrosis quística, inmunodeficiencia y cáncer al empar, ye progresivu; los neños con AT nun suelen vivir más allá de la so adolescencia. Affleck faló ante'l Congresu p'abogar pola caridá, y en 2007 foi l'orador principal na ceremonia de graduación de la Escuela Secundaria Falls Church en Fairfax, Virginia, d'onde se graduó Kindregan.
En xunu de 2008, apaeció nun informe de ABC News n'esclusiva esquizando la crisis humanitaria nel Congo oriental. Affleck viaxó a la nación africana y entrevistó a los refuxaos, el señores de la guerra, y los miembros del parlamentu. N'avientu del mesmu añu, acomuñar coles Naciones Xuníes pa llanzar un curtiumetraxe que destacara la difícil situación de los refuxaos congoleños, y en marzu de 2010, Affleck anunció la creación de la Iniciativa del Este del Congo, fundada por él como "la primer defensa con see n'EE.XX. y de concesión de subvenciones iniciativa dafechu enfocada nel trabayu con y pa la xente del este de Congo".
El día 19 d'avientu del 2012 Affleck presentar nel Senáu de los Estaos Xuníos en Washington pa esplicar a los políticos norteamericanos la tráxica situación que se vive na República Democrática d'El Congu. Affleck encamentó al presidente Barack Obama a que lidere los esfuerzos de la comunidá internacional pa terminar col conflictu nesa nación. Nel so discursu frente al comité de relaciones esteriores del Senáu Ben declaró que: 
En xineru de 2014 Affleck al pie del so gran amigu y actor, Matt Damon, realizaron un concursu pa pasiar con ellos dos por Hollywood, al traviés de la páxina Omaze.com. El concursu consiste en donar 10 dólares pa participar y lo recaldao va ser donáu a dos programes d'ayuda: Eastern Congo Initiative (escoyida por Affleck) y Water.org (la escoyida por Damon). El concursu dar a conocer por aciu un videu onde los actores brinden la información mientres se xueguen chancies ente ellos.
 Affleck describióse como un protestante caducáu. Ben ye, amás, un arteru xugador de póker y rexenta davezu los eventos locales. Foi instruyíu nel mundu del póker por profesionales como Amir Vahedi o Annie Duke. Ganó'l campeonatu de Póker de California el 20 de xunu del 2004, llevar a casa'l primer premiu de $ 356.000, clasificándose pa la final del campeonatu del mundu. Nel 2008 ganó 800.000 dólares (576.000 euros) en ganancies n'apostando 20.000 dólares (14.400 euros) al blackjack en tres manos simultánees. Ben ye un fanáticu de los Medies Coloraes de Boston, Patriotes de Nueva Inglaterra, Boston Celtics, y los Boston Bruins.
Affleck tuvo un romance d'altu perfil cola actriz Gwyneth Paltrow en 1998, tres la rotura ente ella y l'actor Brad Pitt. En 2002, Ben empezó a salir cola actriz y cantante Jennifer Lopez. El mesmu añu, el so compromisu con Lopez foi anunciáu, y la relación ente dambos recibió muncha atención de los medios d'entretenimientu, que moteyaron a la pareya ""Bennifer"". A pesar d'una boda prevista pal 14 de setiembre la pareya dixebrar en 2004, onde echaron la culpa a l'atención de los medios - incluyendo un supuestu incidente nuna fiesta a la qu'asistiera Affleck con Christian Slater y dellos baillarinos de vuelta en Vancouver. La publicidá negativo y l'atención de los medios treslladar al estrenu de la película "Gigli" película de 2003, que tamién foi un fracasu de taquilla.
En xunu de 2005, casar nes Islles Turques y Caicos, asitiada nel norte del Océanu Atlánticu ente Haití y la República Dominicana, dempués d'un curtiu y non tan sonáu romance, cola actriz Jennifer Garner a quien conoció nel set de rodaxe de la película "Pearl Harbor" nel qu'ella faía un pequeñu papel d'enfermera al llau de Kate Beckinsale y depués compartieron protagonismu en "Daredevil", la so primer fía de nome Violet Anne Affleck naz el 1 d'avientu de 2005. El 6 de xineru de 2009 nació la so segunda fía, llamada Seraphina Rose Elizabeth Affleck. El 22 d'agostu de 2011, Affleck y Garner anunciaron qu'esperaben el so tercer fíu. El día 27 de febreru de 2012 nació'l so tercer fíu Samuel Affleck Garner.
La familia vivía tol añu na so casa en Los Angeles y Massachusetts, y tienen una casa de vacaciones en Savannah, Xeorxa.
Dempués de 10 años de matrimoniu la pareya anuncia la so separación el 30 de xunu de 2015 ensin dicir la causa. Dos selmanes dempués, Garner declaró que foi por una infidelidá qu'hubo ente Affleck y la neñera que curiaba a los sos fíos.
Affleck entró en rehabilitación d'alcohol en 2001, un voceru del actor dixo que 
Dexó de fumar dempués de protagonizar "Garres calientes", na que se riquir fumar enforma, y perdió el so gustu por ello dempués d'una selmana de fumador empederníu pol so papel.
El casino Hard Rock de Las Vegas espulsó a Affleck y prohibió-y la entrada pa tola vida a les sos instalaciones dempués de que l'equipu de seguridá del casino detectara que l'actor taba cuntando cartes nel famosos xuegu de blackjack. El fechu tuvo llugar na última selmana d'abril del añu 2014.
Casey Affleck
Caleb Casey McGuire Affleck-Boldt (Falmouth, Massachusetts, 12 d'agostu de 1975), más conocíu como Casey Affleck, ye un actor estaunidense. Mientres les décades de 1990 y 2000 interpretó papeles secundarios en grandes producciones como "Good Will Hunting" (1997) y "Ocean's Alcen" (2001), y n'esitoses películes independientes como "Escorriendo a Amy" (1997). Mientres esa dómina tamién se fixo conocíu por ser l'hermanu menor del actor y direutor Ben Affleck, con quien collaboró profesionalmente en delles ocasiones. En 2007, l'añu que catapultó la so carrera como actor, Affleck foi reconocíu y emponderáu pola crítica pol so trabayu en "Gone Baby Gone" y "L'asesinatu de Jesse James pol cobarde Robert Ford", pola postrera foi nomáu a los Premios Óscar como meyor actor de repartu.
Affleck nació en Falmouth, Massachusetts, segundu fíu de Christopher Anne "Chris" Boldt, una emplegada d'una escuela del distritu y profesora, y de Timothy Byers Affleck, un trabayador social, conserxe, mecánicu, camareru y ex actor de la Compañía teatral de Boston. Affleck tien ascendencia irlandesa, escocesa, alemana y inglesa (l'apellíu Affleck ye escocés), y ye primu llonxanu del actor Matt Damon. Ye tres años menor qu'el so hermanu Ben Affleck. Foi educáu nuna familia episcopal. De neñu tuvo delles mascotes, como gatos, culiebres, royedores y tortúes. Asistió a la Universidad George Washington y depués a la Universidá de Columbia en Nueva York, onde estudió física, astronomía y filosofía occidental, pero nun se graduó. Trabayó esporádicamente en televisión mientres terminaba la secundaria y asistía a la universidá a principios de la década de 1990.
El primer papel de Affleck nel cine foi interpretando a un adolescente sociopata na comedia d'humor negro "Tou por un suañu" (1995) de Gus Van Sant, xuntu a Joaquin Phoenix y Nicole Kidman. Dempués de trabayar xuntu a Halle Berry en "Race the Sun" (1996), apaeció en dos películes al pie del so hermanu Ben: "Escorriendo a Amy" y "Good Will Hunting". La postrera foi coescrita por Ben y el so amigu Matt Damon, que ganaríen el Óscar al meyor guión orixinal.
La so carrera siguió con papeles en películes como "Desert Blue" (1998) con Kate Hudson, la comedia d'humor negro "Drowning Mona" (1999) con Danny DeVito, y la película de terror "Soul Survivors" (2001) con Eliza Dushku.
En 2001, Affleck formó parte del repartida coral nel remake de la película "Rat Pack" titulada "Ocean's Alcen", dirixida por Steven Soderbergh. Acompañando a les estrelles protagonistes, George Clooney y Brad Pitt, Affleck interpreta a Virgil Malloy, unu de los hermanos mormonos contrataos pa conducir el vehículu del escape. Repitió'l papel nos dos remortines, "Ocean's Twelve" (2004) y "Ocean's Thirteen" (2007). Na tercer parte de la triloxía, delles escenes tán ambientadas en México, onde Affleck vivió de neñu, y onde el so personaxe tien diálogos n'español, idioma que fala con fluidez.
Coescribió el guion de la película "Gerry" (2002) al pie de Gus Van Sant y Matt Damon. La película, alrodiu de dos chicos que se pierden mientres van d'escursión nel desiertu, recibió crítiques mistes y, dempués de ser estrenada nel Festival de Cine de Sundance, solo foi proxectada en dellos cines d'Estaos Xuníos en 2003. En 2006, Affleck protagonizó "Lonesome Jim" de Steve Buscemi, ya interpretó a un amigu del personaxe de Zach Braff en "The Last Kiss". Amás fixo un cameo nel videoclip "Tired of Being Sorry", dirixíu por Joaquin Phoenix pa la banda Ringside.
Nel añu 2007, Affleck protagonizó'l western "L'asesinatu de Jesse James pol cobarde Robert Ford", interpretando a Robert Ford xuntu a Brad Pitt (Jesse James). Pol so unánimamente emponderada actuación, recibió una nominación al , una pa los premios del y una nominación al Óscar como meyor actor de repartu. "Entertainment Weekly" comentó que "un proféticu Casey Affleck retrata a Ford como un miedosu llacayu y como un combayón irritante". Otros críticos calificaron a Affleck como "estupendu" y como una "verdadera revelación", dando "una indeleble impresión como un inseguru y pocu curiosu alfeñique". El direutor de la película, Andrew Dominik, dixo que Affleck foi tan bonu nel papel en parte porque, al igual que Ford, él "sabe lo que ye vivir detrás de la solombra de daquién", refiriéndose al hermanu mayor de Affleck.
En 2007 tamién interpretó'l so primer papel como protagonista nuna gran producción. Protagonizó'l thriller de Boston "Gone Baby Gone", faciendo'l papel de Patrick Kenzie. Empobinada, producida y coescrita por Ben Affleck, la película foi emponderada pola crítica y Casey consiguió aprobación pola so actuación. "The Boston Globe" comentó: "Nunca enantes dexé de considerar a Casey Affleck una estrella de cine, pero baxu tutelar del so gran hermanu, floria como protagonista d'evidente desparpajo ya intelixencia". La revista "New York" tamién emponderó a Affleck pola so interpretación del duru detective priváu y concluyó: "Casey Affleck nunca tuvo un pedestal como'l que-y da'l so hermanu, y él ganar. El so personaxe ye pálidu y rasposo [...] Nun ye pimpanu físicamente, pero recita cagamentos tan rápido que dexa a los sos más grandes y peligrosos oponentes con incredulidá".
De siguío, Affleck trabayó xuntu a Jessica Alba y Kate Hudson en "The Killer Inside Me" (2010), una adaptación fílmica de la novela del mesmu nome de 1952. En xineru de 2010, "The Killer Inside Me" foi estrenada nel Festival de Sundance, onde nun foi bien recibida y creó discutiniu por cuenta de la so esposición gráfica de violencia contra les muyeres, lo que provocó que munchu espectadores abandonaren el cine, incluyendo a Jessica Alba. Sicasí dellos críticos emponderaron el papel de Affleck como un asesín en serie.
En 2010 Affleck estrenó la so primer película como direutor, "I'm Still Here", un falsu documental sobre la carrera musical del so amigu y cuñáu Joaquin Phoenix, que mientres un añu intentó llevar un estilu de vida como rapero. Dempués de muncha especulación, Affleck almitió pocu dempués del estrenu que'l rol de Phoenix foi una "actuación" en cuenta de un comportamientu xenuinu, afirmando qu'él "nunca tuvo la intención d'engañar a naide". La producción foi un trabayu de "realización gonzo" inspirada en periodistes como Hunter S. Thompson.
N'abril de 2008, el direutor Ridley Scott anunció'l so nuevu proyectu, tituláu "The Kind One", un drama noir de dómina que va ser estrenáu en 2012, con Affleck nel papel principal.
En xineru de 2015 confirmó al periódicu The Boston Globe que sustituyiría a Matt Damon como protagonista en Manchester-by-the-Sea, la nueva película de Kenneth Lonergan.
Affleck casóse con Summer Phoenix, dempués de seis años de novialgu, el 3 de xunu de 2006 en Savannah, Xeorxa. La pareya conocer pol hermanu d'ella, Joaquin Phoenix. Tienen dos fíos: Indiana August, que nació'l 31 de mayu de 2004 en Ámsterdam, y Atticus, que nació en xineru de 2008.
Affleck forma parte de dellos movimientos y campañes en favor de los derechos de los animales de PETA y de la protectora Farm Sanctuary. Ye veganu, nun come carne nin cualesquier otru productu d'orixe animal.
Fala español con fluidez y vive en Los Angeles, California, y Winter Park, Florida, al pie de la so familia.
John Agar
John Agar (John George Agar: Chicago, Illinois, 31 de xineru de 1921 – Burbank, California, 7 d'abril de 2002) foi un actor estauxunidense 
Yera'l mayor de los cuatro fíos d'un empaquetador de carne. John Agar trabayó xuntu a John Wayne nes películes "Arenas sangrientes" y "She Wore a Yellow Ribbon" ("La lexón invencible)", pero darréu foi apostráu a participar en películes de serie B, tales como "Tarántula" ("Tarantula", 1955, de Jack Arnold), "The Mole People" (1956, de Virgil W. Vogel) "The Brain from Planet Arous" (1957, de Nathan H. Xuren) y "Hand of Death" (1962, de Gene Nelson).
Agar educar na Harvard School for Boys y na Academia Lake Forest, en Chicago, y graduóse na Pawling Preparatory School de Pawling, Nueva York. Cola so familia camudar a Los Angeles en 1942, tres la muerte del so padre. Mientres la Segunda Guerra Mundial sirvió coles fuerces aérees, y dexó les fuerces armaes en 1946 col grau de sarxentu. 
Foi'l primer home de Shirley Temple, de 1945 a 1950, y esti matrimoniu dio-y un rápidu contratu de película col independiente productor David O. Selznick. Agar y Temple trabayaron xuntos en "Fort Apache". Esta oportunidá la desperdició al empezar a frecuentar centros nocherniegos y ser arrestáu delles vegaes por conducir bébedu. Agar y Temple tuvieron una fía: Linda Susan Agar; Linda foi conocida más tarde como Susan Alden Black, al usar l'apellíu del so padrastru: Charles Alden Black (1919 – 2005).
Tres el so divorciu de Temple, Agar siguió la so carrera nel cine. Pero l'alcoholismu terminólo arruinando: apostrar a producciones de baxu presupuestu. Agar volvió casase en 1951 cola modelu Loretta Barnett Combs (1922 - 2000). Permanecieron xuntos hasta la muerte d'ella nel 2000. Tuvieron dos fíos: Martin Agar y John George Agar III. 
Agar finó'l 7 d'abril de 2002 en Burbank, California, por entueyos derivaos d'un enfisema pulmonar.
Foi soterráu al pie de la so esposa nel campusantu Riverside Nacional, en Riverside (California).
Shohreh Aghdashloo
Shohreh Aghdashloo (n. 11 de mayu de 1952) ye una actriz iranín.
Aghdashloo nació en Teherán (Irán) como Shohreh Pari Vaziri-Tabar ("Aghdashloo" ye'l nome de la familia del so ex home, el famosu pintor iranín, Aydin Aghdashloo), d'una rica familia chiíta secular. Aghdashloo empezó a actuar a los 20 años. Tres numberosos papeles como protagonista nel escenariu, ufiertáron-y el so primer papel en "Gozaresh (L'informe)", dirixida pol reconocíu direutor Abbas Kiarostami, que ganó'l Premiu de la Crítica nel Festival de Cine de Moscú. La so siguiente película foi "Shatranje Baad" (traducíu llibremente: Axedrez col vientu), dirixíu por Mohammad Reza Aslani que se proxectó en dellos festivales de cine. Dambes películes fueron prohibíes nel so país d'orixe, pero en 1978, Aghdashloo foi aclamada pola so actuación en "Sooteh Delan (Broken Hearts)", dirixida pol fináu cineasta iranín Ali Hatami que la estableció como una de les actrices principales d'Irán.
Mientres la Revolución de 1979, Aghdashloo dexó Irán por Windermere (Cumbria, Inglaterra) onde completó la so educación. Llogró una llicenciatura en Relaciones Internacionales. Sicasí, ella siguió cola so carrera d'actriz, lo que la llevó a Los Angeles a finales de los 80. En 1987 casóse col actor y dramaturgu Houshang Touzie. Tuvieron una fía en 1989. Mientres los 90, actuó en numberoses obres de teatru, munches d'elles escrites pol so home, y principalmente dirixíes a la comunidá iranina, d'ésitu a nivel nacional ya internacional. 
En 2003 participó na película "Casa de sable y borrina", lo que-y valió numberosos premios de la crítica d'Estaos Xuníos y una nominación a los Óscar como meyor actriz secundaria. Dende entós trabayó regularmente en diverses películes estaunidenses, principalmente como secundaria, como por casu "L'esconxuru de Emily Rose " (2005), "La casa del llagu" (2006) o "Natividá" (2006). 
En 2005 tuvo un papel recurrente na cuarta temporada de la serie "24", como matriarca d'una familia de terroristes, fechu que-y valió crítiques de la comununidad musulmana ya iranina d'Estaos Xuníos, por perpetuar l'estereotipu de los musulmanes como terroristes. A pesar d'ello llogró bones crítiques pola so interpretación.
En 2008, Aghdashloo interpretó a la esposa de Saddam Hussein, Sajida Hussein, na miniserie "House of Saddam", papel que-y reportó un Emmy a la .
En 2009, Aghdashloo interpreta'l papel de Zahra na película "The Stoning of Soraya M.", lo que significa'l so primer papel protagonista nun filme en 30 años. La so interpretación recibió bones crítiques y llogró diverses nominaciones.
Dianna Agron
Dianna Elise Agron (n. Savannah, Xeorxa, Estaos Xuníos; 30 d'abril de 1986), meyor conocida como Dianna Agron ye una actriz, cantante y baillarina estauxunidense que dacuando tamién trabaya como Producción de cine productora, escritora, Dirección de cine direutora y fotógrafa. Agron fixo'l so debú como actriz apaeciendo como Jessica Grant en "" mientres l'añu 2006. Dempués d'esto, Agron tuvo apaiciones menores en películes y series de televisión como "Drake & Josh", "Shark", "T.K.O.", "Skid Marks", "Dinner with Raphael" y "Celebrities Anonymous". Dende 2006 hasta l'añu 2007, Agron interpretó a personaxes recurrentes en "Veronica Mars" como Jenny Budosh, y "Heroes", como Debbie Marshall. 
En 2009, Agron ganó'l papel de Quinn Fabray na serie musical comedia-drama de Fox, "Glee". Quinn foi introducida como una chica "tarrecible, la más malvada", como dixo Agron. Gracies a esto, Agron ganó munchos premios y nominaciones. Tamién esi añu, ella se lazó a sigo mesma como escritora y direutora, cola resultancia siendo'l curtiu "A Fuchsia Elephant", que trata sobre una moza de 18 años interpretada por Agron que fai una fiesta de cumpleaños que siempres quixo, sicasí, nunca foi estrenáu.
En 2011, Agron co-protagonizó nes películes "The Hunters" y "I Am Number Four". Más tarde esi mesmu añu, una película sobre'l conciertu de "Glee", Glee Live! In Concert!, foi estrenada en cines, titulada "". 
En 2013, Agron apaeció como Belle Blake xuntu a Robert De Niro, Michelle Pfeiffer y Tommy Lee Jones na película d'acción crimen-comedia, "The Family". 
En 2015, protagonizó les películes "A Conspiracy on Jekyll Island", "Zipper", "Tumbledown", "Headlock", "Bare" y emprestó la so voz pal documental "Unity". Va Faer el so debú en teatru cola obra "McQueen, The Play" onde va interpretar a Dahlia. Tien programáu apaecer nes películes "Famous", "All Alone" y "Pretenders", una película sobre un triángulu amorosu. 
Nació en Savannah, Xeorxa, y foi criada en San Antonio, Texas y en San Francisco, California. Ye fía de Mary y Ronald S. Agron, un xerente xeneral de los hoteles Hyatt.
Cuando tenía 15 años, enteróse qu'el so padre tenía esclerosis múltiple. Nuna entrevista con "Cosmopolitan Magacín", ella reveló: "Camudó un pocu dempués d'eso," ella diz. "A esa edá, nun ves mortalidá nos tos padres". La enfermedá causólu que la relación de los sos padres decayera, y ellos decidieron dixebrase. El divorciu fixo qu'el so hermanu y ella quedaron afaraos. "Tuvi que ser la terapeuta familiar... ser la que nos xunía". Ella detiense, y depués diz, " Entá nun toi llista pa falar d'estes coses".
Agron asistió a la escuela entemedia Burlingame y a la secundaria Burlingame, onde foi reina del baille de bienvenida ya interpretó a Marty en "Grease". Tamién foi parte de la decoración, vestuarios, maquillaxe y tol procesu de la obra. Agron lleva baillando desque tien tres años, concentrándose principalmente nel jazz y el ballet, y dempués empezó a baillar hip-hop y namoróse de l'actuación dende neña, apaeciendo en munches obres local y escolar; interpretó a Dorothy Gale na obra de "The Wizard of Oz" en quintu añu, y empezó a enseñar baille dende adolescente. Ella diz que nun foi "popular" nel sentíu estereotípicu de la secundaria, anque sí tenía munchos amigos de distintos clubes al rededor de tola escuela.
Agron apaeció en numberoses series de televisión, tales como "Shark, Close to Home, , Numb3rs" y como papel recurrente en "Veronica Mars". Tamién interpretó a Harper nuna miniserie de 13 episodios llamada "It's a Mall World", dirixida por Milo Ventimiglia, y tresmitida por MTV. Más tarde, tamién apaeció na segunda temporada de "Heroes" como Debbie Marshall, la xefa del equipu d'animadores del institutu de Mariña Verde y enemiga de Claire Bennet.
En 2007, Agron apaeció como Dyanna na película d'acción, drama y suspensu, "T.K.O.", dirixida por Declan Mulvey, xuntu con Samantha Alarcon, Daz Crawford and Christian Boeving. Dianna tamién participó na película independiente de comedia, "Skid Marks". Agron apaeció como la novia de Kyle nel curtiu "Rushers". Tamién como Sadie na película de comedia independientem "Celebrities Anonymous", y nel curtiu de comedia, "Dinner with Raphael" como Dianna, que dirixida por Dennis Hemphill Jr., al pie de Lindsay Zir y Joey Kern.
Dianna tamién entamó y condució un mini Festival de Música para 826LA en Los Angeles, llamáu "Chickens in Love".
El papel más conocíu de Dianna ye Quinn Fabray, una animadora d'institutu y la novia del protagonista Finn Hudson na serie "Glee" de la cadena Fox, pola cual foi allabada pola crítica y recibió altes valoraciones, incluyendo un en 2009 y dos . Agron foi la última persona de la repartida principal orixinal en tar dientro pa la serie, ganando'l papel solo unos díes enantes d'empezar la filmación. Agron faló nuna entrevista sobre la so audición pal popular programa televisivu en 2009: "Casi arruinaba la mio audición. Taba bien nerviosa".
Cola so bon paecencia, Agron casi tien el papel, pero los productores preguntaron si Dianna yera bien inocente pa interpretar a una despiadada porrista, Agron dixo: "Dixéronme que volviera con pelo llaciu y que me vistiera más sexy. Más tarde esa selmana, empecé a trabayar. Agron audicionó col cantar "Fly Me to the Moon" de Frank Sinatra. El productores falaron sobre Dianna dempués de contratala: "tuvimos realmente suerte por atopar a Agron pa interpretar a Quinn". Quinn Fabray ye descrita por Agron como la enemiga de Rachel Berry (Lea Michele), y "la moza más mala, tarrecible". Quinn orixinalmente concebida como la reina abeya antagónica, daqué alloñáu de la vida de Dianna na secundaria.
Agron dixo que la so parte favorita de Quinn ye que ye "Intelixente. Pero tamién ye humana, y a pesar del so esterior, ella ye usualmente una neña perdida". Quinn yera la típica antagonista abeya reina capitana del equipu d'animadores, daqué bien llueñe a la vida de Agron na secundaria. Agron dixo nuna entrevista: "Yo definitivamente nun yera popular na secundaria. En realidá nun la yera. Yera parte de munchos clubes y lideraba l'anuariu y fixi la rutina del musical de la escuela, asina que tenía amigos en tolos llugares, pero pa ser sincera nun sabía que vistir, nun sabía como peñar el mio pelo, y esi tipu de coses".
Dianna afirmó que nunca tuviera esperiencia dalguna animando enantes del "Pilotu": "El so fuera una [porrista], terminaría en muletes", dixo pa la revista "Emmy". Gracies al personaxe de Dianna en "Glee", Agron recibió delles victoria y nominaciones pa importantes premiós, como los "Teen Choice Awards", onde foi nomada na categoría de "Meyor estrella nueva" en 2009. Ella, xuntu cola repartu de "Glee", ganaron el premiu de "Meyor repartida nuna serie de comedia" nos premios"Screen Actors Guild" en 2010, y fueron nomaos na mesma categoría'l siguiente añu. Agron foi aclamada pol so gran actuación dramática na escena de confrontación colos sos padres nel episodiu "Ballad", onde ellos afayen l'embaranzu de la so fía. Gerrick D. Kennedy, al escribir sobre Quinn en "Los Angeles Times", foi bien críticu na continuación de la hestoria del embaranzu de Fabray nel episodiu "Hairography", y notó que se "encoyía" al ver a Quinn na pantalla. Inversamente, Bobby Hakinson de "Houston Chronicle" esfrutó a Quinn nel episodiu y escribió: "Gústame qu'ella siga teniendo la so etapa de "Mexen Girls" ente que ta desgarradormente murniu o tan prestada como cantana "Papa Don't Preach". L'escritor de "The A.V. Cub" supunxo que la hestoria de Quinn na tercer temporada reflexaba qu'el productores yá nun sabíen como utilizar a Agron. En xunetu 23 de 2012, foi reportáu que Agron dexaría d'apaecer frecuentemente en "Glee" dende l'empiezu de la cuarta temporada, siendo removida de la repartida principal. Ella apaeció solamente en tres episodios: "Thanksgiving", "Naked" y "I Do". Agron tornó pa dos episodios de la quinta temporada, "100" (episodiu númberu 100) y "New Directions". Dempués d'apaecer en "Homecoming" y "Jagged Little Tapestry", episodios de la sesta y última temporada, Agron va tornar pal últimu episodiu de la serie.
Munches cantares interpretaos por Agron fueron singles, disponibles pa descarga dixital, tamién atopaos nos álbumes del programa. Agron fixo'l so debú musical nel segundu episodiu tituláu "Showmance", cantando "I Say a Little Prayer" de Dionne Warwick. El siguiente solo de Quinn foi nel séptimu episodiu llamáu "Throwdown", onde interpretó "You Keep Me Hangin' On" de The Supremes. El cantar foi incluyida nel álbum "". L'editor de "The Wall Street Journal" foi bien críticu cola interpretaciGlee Live! In Concert!ón de "You Keep Me Hangin' On" por Quinn, pola que dixo que foi "delgada y discordante". Agron interpretó "It's a Man's Man's Man's World" por James Brown nel episodiu númberu 21 de la primer temporada, tituláu "Funk". Mientres la segunda temporada, el personaxe de Agron namái consiguió duetos, de los cualos de destaquen "Lucky" de Jason Mraz, que la interpreta col personaxe de Chord Overstreet, Sam Evans, y el mash up de los cantares "I Feel Pretty" de "West Side Story" y "Unpretty" de TLC, que ye interpretada xuntu col personaxe Lea Michele, Rachel Berry. Na tercer temporada, Quinn canta'l so primera solu dende la primer temporada, "Never Can Say Goodbye" de The Jackson 5, nel episodiu tributo a Michael Jackson, que recibió, mayormente, crítiques favorables. Jen Chaney de "The Washington Post" dio-y una calificación de "B-", y dixo "funcionó meyor que toes los cantares que siguieron d'ésta", porque'l cantar d'afixo al programa en llugar de "tratar tou sobre Jackson-Jackson", refiriéndose al cantante pop. Joseph Brannigan Lynch de "Entertainment Weekly" llamar "una llinda manera de resumir les hestories del personaxe, pero non vocalmente impresionante pa escuchase fuera del episodiu" y dio-y una "B". Crystal Bell de "HuffPost TV" describió la interpretación como una cualesquier, pero Kate Stanhope de "TV Guide" dixo que foi "tienra y reflexiva". Erica Futterman de "Rolling Stones" escribió que foi "una adaptación bon sintonizada cola voz sensual de Quinn y el significáu que da'l cambéu de lletra", y Michael Slezak de "TVLine" tuvo una opinión similar: él dio-y una "A" y llamar "adorable y preciosu axuste" pa la so voz. Nesa mesma temporada tuvo dos duetos col personaxe de Kevin McHale, Artie Abrams, nel episodiu "Big Brother", col qu'interpretó "I'm Still Standing" por Elton John y "Up Up Up" por Givers; y otros dos mas con Samuel Larsen, nel episodiu tituláu Dancie with Somebody interpretando "Saving All My Love For You" por Whitney Houston, y con Naya Rivera nel episodiu "Prom-asaurus", cola que cantó "Take My Breath Away (cantar de Berlin)" de Berlin. Na cuarta temporada, Agron tien un solu, "Come See About Me", interpretada orixinalmente por The Supremes, nel octavu episodiu tituláu "Thanksgiving". En "", Agron interpretó xuntu con Chord Overstreet el cantar que cantaron como dúo nel episodiu "Duets" de "Glee", "Lucky" de Jason Mraz.
Agron lideró la repartu de "A Fuchsia Elephant", una película qu'ella mesma escribió, dirixió y produció. La hestoria trata del personaxe de Agron intentando camudar la so vida un día enantes de cumplir diez y ocho años. Ensin querer siguir los pasos de la so alcohólica madre, Charlotte Hill decide convencer a un home seriu (Dave Franco) que la emponga. El curtiu foi producíu mientres un hiatu de "Glee" nel 2009 y nunca salió a la lluz del públicu. Ella, xuntu a Cory Monteith, Jessica Szohr, Trevor Donovan y Alex Meraz, foi escoyida ente munches nueves estrelles de Hollywood pa la campaña publicitaria de la primavera de 2010 «Ocean Pacific», de la cadena Walmart. La campaña nacional apaeció en revistes de moda, estilos de vida y entretenimientu tales como Elle, Teen Vogue, Seventeen y Cosmopolitan, tamién en cartelos y anuncios por ciudaes y na web oficial de Ocean Pacific. Amás, les estrelles entamaron una fiesta de Ocean Pacific en Los Angeles a finales d'abril y fixeron apaiciones personales a favor de la marca.
Nel 2010, Agron dirixió'l videu de "Body" por Thao with the Get Down Stay Down.Esi mesmu añu, apaeció na película romántica "The Romantics", como la hermana menor del personaxe de Anna Paquin (Lila Hayes) Minnow. Agron tamién interpretó a Natalie, la prometida del personaxe de Jack, l'interés amorosu del personaxe de Christina Aguilera (Ali), na película "Burlesque" xuntu con Cher. L'actriz tamién apaeció en "Bold Native", una película sobre la lliberación d'animales. Nel 2011, Agron apaeció con Alex Pettyfer la película de ciencia ficción, "I Am Number Four" como Sarah Hart, y en "The Hunters" como Alice, una película de terror suspenso. Agron tamién tuvo apaiciones na película de conciertu de "Glee", "".
Agron foi la conductora de los GLAAD Media Awards en xunu 2 de 2012 en San Francisco. Tamién, Agron foi sío parte de la portada oficial de munches ediciones de revistes como Rolling Stone, Seventeen, Dolly, Sugar, GQ, Elle, Candy, TV Guide, Nylon, Glamour, Nylon for Guys y Teen Vogue. Mientres los años 2012 y 2013, Agron foi parte de la campaña "Play As You Are" de Nintendo, apaeciendo en dellos comerciales promocionando vídeo-juego de la consola Nintendo 3DS XL.
En xunetu de 2012, Agron confirmó la so apaición como un personaxe protagónico na película "Malavita", xuntu con Robert De Niro, Michelle Pfeiffer y Tommy Lee Jones. "Malavita" foi una de les razones poles cualos Agron tuvo qu'abandonar la repartida principal de "Glee", amás d'otros asuntos personal y futuru proyectos. Dempués d'unos meses, camudóse-y el títulu a la película pa la so promoción n'Estaos Xuníos como "The Family. La película estrenar n'Estaos Xuníos el 13 de setiembre de 2013, y tuvo mayormente crítiques negatives, anque'l so personaxe foi aclamáu polos críticos.
En febreru 2013, Agron cantó nel primer conciertu entamáu pola so propia organización You, Me & Charlie en Los Angeles. Cuando-y preguntaron sobre un álbum solista en 2011, Agron dixo que taba más comenenciuda na actuación. Dempués, mientres una entrevista n'avientu de 2013, dixo que "¡Nunca se sabe!", almitió. "El mio álbum definitivamente nun se llamaría 'Dianna Agron'. Daqué risonderu. Palabres al azar tán viniendo a la mio mente: Bats, Night, Dark, Blue", Agron siguió. Agron faló nos 18vos San Francisco Power of Choice Luncheon pa celebrar l'aniversariu númberu 40 de Ruca V. Wade – ¡40 años d'Elección! el 7 de marzu de 2013 en San Francisco, y asistió al 2.º Xinta Añal de los 25 Estilistes más Poderosos de The Hollywood Reporter y Jimmy Choo el 13 de marzu de 2013 en West Hollywood.
Agron participó na edición de setiembre de 2013 de Nylon for Guys, onde foi entrevistada y faló sobre la película onde apaez, "The Family"; el futuru del so personaxe de "Glee", Quinn Fabray na ; y rumores sobre les sos relaciones. Tamién participó na edición del mesmu mes de Glamour, onde faló principalmente de moda y el so estilu. Pa la revista, tuvo una sesión de semeyes mientres el so viaxe en Venecia, Italia. Dianna foi parte de la edición del primer aniversariu de la revista Galore, que ye la edición d'avientu 2013 y xineru 2014. Na revista, faló de la so próxima película "A Conspiracy on Jekyll Island"; El videu musical del senciellu de The Killers, "Just Another Girl", onde apaeció como estrella convidada; y la so vida personal. Agron participó pa la edición de febreru de 2014 de la revista InStyle UK. Na entrevista, dixo qu'el so estilu yera daqué masculín. Tamién faló sobre'l so difuntu amigu Cory Monteith, "Glee" y la so película "The Family". Pa la sesión de semeyes, vistió ropa de Miu Miu.
En septiembre 26 de 2013, Josh Boone confirmó que Agron sería parte de la nueva película "Pretenders", xuntu con Michael B. Jordan, Anton Yelchin y Imogen Poots. La película va empezar a filmar mientres el branu del 2014. Nuna entrevista mientres ochobre de 2013, Agron tamién anunció que filmaría otra película llamada A Conspiracy on Jekyll Island mientres payares de 2013 en Chicago, onde va interpretar a un personaxe que ye "muncho más agresivu" qu'el so personaxe en "The Family". Agron confirmó vía Twitter que la producción empezó'l 20 de payares de 2013; la película entá s'atopa n'estáu de post-producción. N'ochobre 28 de 2013, Agron confirmó que taba trabayando nun proyectu musical. Dixo que nun cantaría, pero sí interpretaría a un cantante qu'ella en realidá almira. Al siguiente día, revelóse que sería un videu musical, y el 30 d'ochobre se filmó. En payares 25 de 2013, llanzóse'l proyectu y resultó ser el videu oficial del senciellu de The Killers, "Just Another Girl". 
Agron trabayó como fotógrafa de la edición de febreru de 2014 pa la revista "Galore". Pa la sesión, el so hermanu, Jason Agron, tamién participó. Dempués de dirixir el videu musical de "Body" de Thao & The Get Down Stay Down y la so película independiente enxamás llanzada, "A Fuchsia Elephant", Agron declaró que-y gustaría siguir dirixiendo distintos proyectos. El 21 de febreru de 2014 foi reportáu que Agron va apaecer nuna película titulada "All Alone", el so estrenu espérase que sía mientres el 2015.
El 4 de febreru de 2014, Agron empezó a filmar una película titulada Zipper en Luisiana; ella interpretó a Dalia, una pasante que se postula pal cargu d'abogada. Patrick Wilson, Lena Headey, John Cho y Adrianne Palicki tamién son parte de la repartida. La película estrenó'l 27 de xineru de 2015 nel Festival de Cine de Sundance, y va tener el so estrenu más palantre en 2015.
El 31 de marzu de 2014, informóse que Agron xunir al elencu de la película de Tumbledown, xuntu a Jason Sudeikis y Rebecca Hall. La producción de la película empecipió esi mesmu mes; revelóse que Agron interpretaría a Finley.
El 7 de xunetu de 2014, conocióse la noticia de que Agron xuniérase al elencu principal de la película "Headlock", xuntu a Andy García, Justin Bartha, James Frain y D. W. Moffett. Esi mesmu mes, informóse que Agron llogró'l papel principal na película Bare. El llargumetraxe foi escritu y empobináu por "Natalie Leite"; cunta la hestoria de Sarah (Agron), una moza nueva que vive nun pequeñu y ermu pueblu en Nevada, quien conoz a Pepper, una muyer de la cai que la lleva una vida de drogues, strippers y esperiencies psicódelicas y espirituales, xuntes llevaren un romance pa ver ver hasta onde lleguen les llendes de la so relación. La película inclúi a los actores Paz de la Güerta y Chris Zylka como les sos co-protagonistes. Bare xuntu a Tumbledown, película protagonizada por Agron, dambes estrenáronse n'abril 2015 nel Festival de Cine de Tribeca, recibiendo crítiques positives. Agron sosprendió cola so escena de desnudu na película Bare, siendo este'l so primer desnudu na pantalla grande. 
En septiembre de 2014, Agron anunció que volvería a Glee pal so , dempués de que'l productor musical de la serie, "Alex Anders", compartió una semeya na que se ve a Agron nel estudiu de grabación de la discografiaca Capitol Records. Diana apaeció en tres episodios de la serie: "Homecoming", "Jagged Little Tapestry", y nel episodiu final de la serie, "Dreams Come True"; en dichos episodiu Agron interpretó temes como Take on Me de "A-Hai", Problem de Ariana Grande xuntu a Iggy Azalea, Home por "Sharpe" y "The Magic Zeros", So Far Away y "You've Got a Friend" de Carole King, You Learn de Alanis Morissette y "I Lived" de OneRepublic. Los episodios del final de temporada fueron estrenaos a partir del 9 de xineru de 2015 y remató el 20 de marzu de 2015.
El 20 de marzu de 2015, informóse que Agron debutaría nel teatru cola obra "McQueen", que ta basada na vida del diseñador Alexander McQueen, interpretáu por "Stephen Wight". Agron interpretó'l papel de Dahlia el personaxe femenín principal, "qu'apruz na casa del diseñador pa robar un vistíu y ye atrapada por McQueen, más tarde embárquense nun viaxe al traviés de les cais de Londres". La obra de fantasía foi escrita por "James Phillips", pol quintu aniversariu de la muerte de Alexander McQueen. Agron visitó Londres n'avientu de 2014 p'afaese al so papel, recibió la propuesta pa protagonizar una obra de teatru en Broadway, pero ella refugar. La obra va desenvolver ente'l 12 mayu y 6 xunu de 2015 nel teatru St. James Theatre allugáu en Londres. En xunetu de 2015, informóse que Agron nun repitiría'l papel de Dahlia nel Teatros del West End por cuenta de los sos compromisos pal rodaxe d'una nueva película en Estaos Xuníos.
En mayu de 2015, Agron dirixió un video pa la recueya "París" de "Tory Burch" que va salir a finales d'anguaño y más tarde foi escoyida por Burch pa representar a la marca na Met Gala en 2015.
En xunetu de 2015, Agron interpreto The Star-Spangled Banner, el himnu nacional de los Estaos Xuníos d'América pal 239º aniversariu de la Independencia na Casa Winfield en Londres. El 13 de xunetu de 2015, el portal Deadline.com confirmo que Agron llogró'l papel principal pa la película "Hollow in the Land" escrita y empobinada por "Scooter Corkle". La película trata sobre una llesbiana llamada Alison, interpretada por Agron, que'l so hermanu sume y ella empecipia una busca p'atopalo.
Agron y el so co-estrella de "Glee", Lea Michele, decidieron arrendar un departamentu xuntes en Los Angeles a empiezos del 2009. Agron caltuvo una relación cola so co-estrella de "I Am Number Four", Alex Pettyfer, per un añu.
La cuenta de Twitter de Dianna foi hackeada el 18 d'avientu de 2011 y empezó munchos enclinos. L'intrusu tamién se metió al so corréu personal y empezó a sacar cantares, guiones y episodios de "Glee".
Dempués de qu'el so co-estrella de "Glee", Cory Monteith finara'l 13 de xunetu de 2013, Agron dixo qu'eso la faía "ver la coses distinta. Él yera una de les persones más maraviyoses que conocí en tola mio vida..." Anque agora tea fuera del programa, Agron dixo que siguía llogrando y dando sofitu y amistá a los sos compañeros de "Glee".
Agron empezó una relación con un dueñu de restoranes australianu llamáu Nick Mathers n'agostu de 2013, pero en xineru de 2014 terminaron por causes desconocíes.
Dianna ye vexetariana, y sofita viviegamente a grupos LGBT y a la organización PETA.
Tamién se conoció qu'ella usaba la so cuenta de Tumblr p'afalar la donación de los sos fanáticos a munches organizaciones, como 826LA y Wildlife Waystation. Usando la so cuenta de Tumblr como un puntu d'entamu, Agron llanzó un sitiu web llamáu "You Me & Charlie" el 12 d'avientu de 2011. Xuntu con otros contribuidores, ella escribe y colecta mensaje, que se centren en música, arte, moda ya inspiración diaria. Vanity Fair complementó esti sitiu diciendo que la páxina ta "enllena de lluz, optimismu y xente formoso". Agron cerró la so cuenta de Tumblr n'abril de 2013 diciendo que nueves etapes van empezar.
Agron condució los GLAAD Media Awards el 2 de xunu de 2012, nel cual recaldó $5500 dólares dándo-y un besu a un desconocíu. Agron trabayó con The Trevor Project nel 2012 pa recaldar fondos n'honor al so cumpleaños. Dempués de prometer donar tou a la caridá, ella y les sos fans llograron más de $26,000 dólares. Esi mesmu añu, Agron visitó'l Centru de Kompung Cham, onde conoció a los neños y adolescentes residentes del llugar. El 20 d'abril de 2013, los fans de Agron donaron $10,200 pal so cumpleaños, en beneficiu de la Fundación Somaly Mam col fin de combatir con tratar de persones.
En agosot de 2013, Agron realizó una donación de bienes a los Veteranos de Vietnam d'América en Los Angeles. Agron tamién sofita la iniciativa de Camp Wonder y Cetaphil, qu'ayuda a neños con enfermedaes na piel. El 22 de febreru de 2014, Agron participó xuntu con otres estrelles de "Glee" nun show de la fundación Young Storytellers. Ende, actuaron en vivu cinco guiones que fueron escritos por alumnos de quintu añu de la escuela primaria pa promover les artes nes escueles públiques. En xunu de 2014, Agron xunir al pie de otres celebridaes y a la "Fundación Big Slick" p'ayudar a recaldar fondos pal Hospital Mercy qu'atiende a neños de Kansas City. Ente los eventos realizaos Agron participó nel softbol de celebridaes, una xunta privada pa los pacientes cola presencia de los famosos, un tornéu de bolos y una puya. N'avientu de 2014, Agron participó de la United Service Organizations qu'aprove servicios recreacionales y morales a los miembros de les Fuerces Armaes de los Estaos Xuníos por tol mundu, nesti casu na Base Aérea de Bagram d'Afganistán. Más tarde esi mes, ella asistió a la 10º gala de ASW (ASmallWorld), onde puyo un besu so por más de $20.000; donó'l dineru a la organización benéfica "War Child". 
Agron foi escoyida pola revista People como una de les muyeres más formoses de 2010. En 2011, llegó al octavu llugar na llista Hot 100 del sitio web AfterEllen.com. En 2012, ella llegó nel puestu númberu 13º del "Top 50 Personaxes Femenines Favorites de TV" según AfterEllen.com, gracies a el so personaxe de Glee, Quinn Fabray. N'abril de 2012, "Shalom Life" clasificó a Agron nel 3º llugar na so llista de "Les 50 muyeres xudíes más talentosos, intelixentes, risonderes, y magnífiques nel Mundu". Más tarde esi mesmu añu, ella y les sos compañeres de repartu de Glee, Naya Rivera y Heather Morris, tuvieron nos trés primeros llugares na llista Hot 100 de AfterEllen.com, con Agron nel segundu llugar. Depués Agron ocupó'l puestu númberu 28º nel Top 99 de "La les muyeres mas deseables" de AskMen.com. Ella tamién clasificó nel puestu númberu 44º de "Les 100 muyeres más curioses del Mundial de 2012" de la revista FHM. En 2013, "Opposing Views" asitió a Agron nel séptimu llugar na llista "Les actrices más calientes nel horariu estelar de televisión". Llegó al segundu llugar na llista de MuchMusic de "Les 5 estrelles pa ver en 2013". Ingresó nel puestu númberu 84 de "Les 100 muyeres más sexy del Mundial de 2014" según la revista FHM. Agron ocupó'l puestu númberu 47 nel ranking de "Les muyeres más calientes del 2014" según la revista Men's Health. N'agostu de 2015, BuzzFeed asitio a Agron nel puestu númberu 16 de les "29 cares mas sorprendentes de la televisión" por cuenta del so personaxe de Quinn Fabray de Glee.
Charles Aidman
Charles Aidman (21 de xineru de 1925 – 7 de payares de 1993) foi un actor estaunidense.
Nacíu en Frankfort, Indiana, Aidman afixo en 1963 la "Antoloxía de Spoon River" del poeta Edgar Lee Masters, realizando una obra teatral qu'anguaño inda se representa.
Nel mediu televisivu fixo un gran númberu d'actuaciones, participando como actor invitáu na serie El Fuxitivu con David Janssen nel capítulu "Trial by Fire" de 1965, nel papel del capitán Eckhardt, un testigu a favor del Dr. Kimble pero darréu refugáu pol teniente Gerard (Barry Morse) por ser un adictu.
Participó nel episodiu de 1966 "The Llean Years", perteneciente a la serie de la NBC "The Road West", o los capítulos "And When the Sky Was Opened" y "Little Girl Lost" del show "Dimensión Desconocida". 
Aidman foi artista convidáu de la serie "The Wild Wild West" nun papel recurrente que fixo a lo llargo de diversos episodios de la cuarta temporada, el de Jeremy Pike, compañeru de Jim West, (Robert Conrad)- El motivu d'ellos yera que Ross Martin, qu'interpretaba davezu a Artemus Gordon, compañeru de Jim West, taba recuperándose d'una enfermedá.
Aidman presentó'l personaxe "Tom Willis", suegru de "Lionel Jefferson", nun episodiu de la serie "All In The Family". Esi mesmu personaxe foi encarnáu na serie "The Jeffersons", una spin-off de l'anterior, por Franklin Cover, que-y dio unes característiques bien distintes.
Darréu, Aidman foi unu d'el narradores de la reposición efectuada nos años ochenta de la serie "Dimensión Desconocida", anque más palantre foi sustituyíu por Robin Ward.
Amás de la so faceta televisiva, Aidman tamién trabayó nel cine en películes como "Pork Chop Hill", "War Hunt", "Kotch", "Countdown", "Uncommon Valor", y "Innerspace", faciendo na postrera d'elles una de les sos interpretaciones finales.
Charles Aidman finó por causa de un cáncer en Beverly Hills, California, en 1993. Foi soterráu nel de Los Angeles, California.
Danny Aiello III
Danny Aiello III (n. 27 de xineru de 1957 - f. 1 de mayu de 2010) foi doble y actor de cine y televisión d'Estaos Xuníos. Yera fíu de Danny Aiello.
Aiello morrió de cáncer d'entrellenzu, a los 53 años d'edá, en Hillsdale, Nueva Jersey, el 1 de mayu de 2010. Dexó a la so esposa, dos fíos, padres y tres hermanos. El primer episodiu de la segunda temporada de "Royal Pains", "Spasticity", foi dedicáu a él, y tamién el primer episodiu de la sesta temporada de "Rescue Me", "Legacy".
Danny Aiello
Daniel Louis "Danny" Aiello, Jr. (nacíu'l 20 de xunu de 1933) ye un actor estauxunidense. Hai trabayó en numberoses películes, incluyendo "Érase una vegada n'América", "Ruby", "The Godfather Part II", "Hudson Hawk", "The Purple Rose of Cairo", "Conxuru de lluna", "Léon", "2 Days in the Valley" y "Dinner Rush". Unu de los sos papeles cruciales foi en "Do the Right Thing" (1989) de Spike Llee, onde interpretó a Sal, el dueñu d'una pizzería, y foi nomáu a los Premiu Óscar na categoría de meyor actor de repartu.
Danny Aiello, el quintu de seis hermanos, nació en Manhattan y creció nel Bronx, fíu de padres italoestaunidenses, la so madre Frances Pietrocova, yera una cordurera orixinaria de Nápoles, Italia, y el so padre Daniel Louis Aiello, Sr. yera obreru. A pesar de que la so madre perdiera la vista, el so padre abandonó la familia. Mientres munchos años, Aiello condergó públicamente l'abandonu del so padre, dexando a los sos fíos y esposa. Reconciliar col so padre en 1993, pero hasta'l día de güei caltién una rensía escontra la so conducta. A los siete años d'edá camudar a la zona sur del Bronx y asistió a la Secundaria James Monroe. A los 16 años, Aiello mintió alrodiu de la so edá pa poder entrar al Exércitu de los EE. XX. Dempués de sirvir mientres tres años, tornó a Nueva York y realizó dellos trabayos pa poder caltenese y ayudar a la so familia. Formó parte del sindicatu de la llinia d'autobuses Greyhound y tamién foi guardia de seguridá nun club nocherniegu.
Aiello empezó la so carrera nel cine a principios de los años '70. Unu de los sos primeros papeles foi como xugador de béisbol nel drama "Bang the Drum Slowly" (1973), xuntu a Robert De Niro. Tuvo un pequeñu papel como Tony Rosato en "The Godfather Part II" (1974), onde improvisa la famosa frase "Michael Corleone says hello!" ("¡Michael Corleone diz hola!"), enantes d'atacar a un gángster rival (interpretáu por Michael V. Gazzo).
Coincidió nuevamente con De Niro na épica película de gángsters "Érase una vegada n'América" (1984) de Sergio Leone, interpretando a un xefe de policía tamién llamáu "Aiello". Ente les sos tantes participaciones nel cine apaecen tres películes xuntu al direutor Woody Allen que lo incluyó en "La rosa púrpura del Cairo", "Broadway Danny Rose" y "Díes de radiu". Recibió aponderamientos considerables pol so papel como un racista policía neoyorquín en "Fort Apache, The Bronx" (1981), xuntu a Paul Newman.
Anque de cutiu los sos personaxes fueron vulgares y violentos, Aiello tamién interpretó sensibles, atentos y con sentíu del humor. Fixo del confundíu prometíu de Cher en "Moonstruck" (1987), y una risible actuación cuando apaeció travestido en "Pret-a-Porter", un filme de Robert Altman alrodiu de la industria de la moda. Tamién fixo personaxes simpáticos en películes como "Jacob's Ladder" y "29th Street".
Interpretó a Jack Ruby, el dueñu d'un club nocherniegu qu'asesinó a Llei Harvey Oswald, na biopic "Ruby". Y a un poderosu políticu venceyáu cola mafia en "City Hall", protagonizada por Al Pacino.
Aiello tien una bona voz como cantante, qu'utilizó en películes como "Hudson Hawk" y "Once Around". Llanzó dellos álbumes, el postreru foi en 2009 xuntu al productor de EMI, Hasan Johnson, tituláu "Bridges".
En 1981 ganó un Premiu Emmy pola so participación nun programa especial de la ABC llamáu "A Family of Strangers".
Fixo un caméu como'l padre de Madonna nel videoclip de la cantante "Papa Don't Preach", de 1986.
Dalgunes de les obres de Broadway nes que trabayó son "Gemini", "The Floating Light Bulb" (una obra semiautobiográfica de Woody Allen), "Hurlyburly" y "The House of Blue Leaves".
Dende principios de los años 80, Aiello vivió en Ramsey (New Xerséi). Más tarde treslladaríase a Saddle River (New Xerséi). Tuvo cuatro fíos Danny Aiello III (1957-2010), Rick Aiello, Jamie Aiello y Stacy Aiello. Danny Aiello III trabayaba como doble.
Mientres una entrevista con Sean Hannity, Aiello declaró ser conservador y ser criáu como católicu. Tamién criticó l'usu gratuitu de llinguaxe porcaz nel cine y la televisión, como tamién les películes y shows de TV qu'amuesen una interpretación probe de los italoamericanos, especialmente "The Sopranos". 
"A Broken Sole" (2006) - The Shoemaker 
"The Closer" (1990) - Chester Grant 
Liam Aiken
Liam Pádraic Aiken (Nueva York, 7 de xineru de 1990) ye un actor estaunidense que protagonizó delles películes, como "Quédate al mio llau" y "Un perru d'otru mundu". Más apocayá interpretó'l papel de Klaus Baudelaire en "Una serie d'eventos desafortunaos", basada na serie de los llibros.
Liam Aiken nació en Nueva York, l'únicu fíu de Bill Aiken, un productor de MTV, y Moya Aiken. Fixo'l so debú profesional actuando nun comercial de Ford Motor Company. Debutó nel teatru en Broadway con "Casa de muñeques" a la edá de siete años; y nel cine col papel de fíu mino de Parker Posey en "Henry Fool" na mesma dómina. El so madre animar a empezar a actuar por causa de la so necesidá d'un fondu pa la universidá dempués de la muerte del so padre en 1992 de cáncer. Cuando nació'l so gustu pola actuación, Aiken decidió siguir.
El primer papel de Aiken como protagonista foi como fíu de Susan Sarandon en "Quédate al mio llau en 1998, filme que tamién foi protagonizáu por Julia Roberts y Jena Malone. En 2002, interpreta al fíu de Tom Hanks na película "Camín a la perdición"; depués en 2003 actúa na película "Un perru d'otru mundu", 
Aiken fuera consideráu pal papel de Harry Potter, yá que trabayara primeramente col direutor Chris Columbus en "Quédate al mio llau". Sicasí, como nun yera británicu, Daniel Radcliffe ganó'l papel principal de la película de los famosos llibros de J. K. Rowling. Aiken depués pasó a interpretar al intelixente y formosu güérfanu de 12 años d'edá, Klaus Baudelaire en "Una serie d'eventos desafortunaos" en 2004. Na seronda de 2008, Aiken entró a la Universidá de Nueva York pa estudiar cine y televisión.
Young Artist Awards
Critics' Choice Awards
Jessica Alba
Jessica Marie Alba, meyor conocida como Jessica Alba (Pomona, California, 28 d'abril de 1981),ye una actriz estauxunidense de cine y televisión. Empezó les sos apaiciones pa televisión y cine a los trelce años en "Camp Nowhere" y "The Secret World of Alex Mack" en 1994. Alba saltó a la fama como actriz principal na serie "Dark Angel" en 2000 hasta 2002. Depués apaeció en delles películes incluyendo "Honey", "Sin City", "Fantastic Four, Into the Blue, " y "Good Luck Chuck" en 2007.
Alba ye considerada un símbolu sexual, y de cutiu xenera atención de los medios pol so aspeutu. Apaeció na sección "Hot 100" de "Maxim" y foi votada númberu unu en AskMen.com en "Les 99 muyeres más deseyaes" en 2006, como tamién "La muyer más sexy del mundu" por "FHM" en 2007. L'usu de la so imaxe na portada de "Playboy" en marzu de 2006 provocó una demanda per parte d'ella, que depués foi abandonada. 
Tamién ganó dellos premios poles sos actuaciones, incluyendo Actriz d'elección de "Teen Choice Awards" y el Premiu Saturn como meyor actriz en televisión, y una nominación al Globu d'Oru pol so papel na serie "Dark Angel."
Jessica Alba ye la fía de Mark Alba y Catherine Jensen y tien un hermanu menor, Joshua. La so madre ye d'ascendencia danesa y francu-canadiense, y el so padre ye de Méxicu. Mientres la so infancia la so familia treslladóse a Biloxi, Mississippi. Tres años más tarde, el so padre, miembru de la Fuerza Aéreo, decidió volver a California, pa más tarde dir a Del Ríu (Texas), enantes d'asitiase finalmente nel sur de California. Jessica cuntaba entós con nueve años.
Jessica sufrió munches enfermedaes mientres la infancia: tuvo pulmones colapsaos en dos causes, neumonía 4-5 vegaes al añu, rotura del apéndiz y un duviesu amigdalar. Amás careció de asma. Por cuenta de les frecuentes hospitalizaciones, yera una desconocida ente los sos compañeros de colexu. Jessica tamién reconoció que sufrió de trestornu obsesivu-compulsivus mientres la so infancia. Jessica Alba terminó los sos estudios secundarios a los 16 años, y darréu afilióse al Atlantic Theater Company.
Encaprichada cola idea de ser actriz desque tenía cinco años, nun foi hasta los dolce cuando tomó la so primer clase de teatru. Nueve meses más tarde, foi contratada por un axente de cine y llogró el so primer papel en 1993 na comedia "Camp Nowhere" (1994). Contratada en principiu por dos selmanes, llegó-y el so gran oportunidá cuando una actriz protagonista abandonó'l so papel de secute. Jessica almite que nun foi'l so prodixosu talentu o'l so encantu lo que fixo al direutor decantase por ella pa reemplazala, sinón el so pelo, bien paecíu al de l'actriz orixinal. Asina, el trabayu de dos selmanes allargar a dos meses y Jessica terminó la película consiguiendo una gran reconocencia.
Empezó a trabayar pola so cuenta na televisión en 1994 con un papel recurrente na serie risible de Nickelodeon "The Secret World of Alex Mack" (1994). Interpretó a una moza insoportable dedicada a fae-y la vida imposible a la protagonista, interpretada por Larisa Oleynik. Esi mesmu añu, consiguió'l papel de Maya en Les nueves aventures de Flipper (1995) y participó nos dos primeres temporaes de la serie. Pasó tol añu grabando la primer temporada d'episodios n'Australia.
En 1996 apaeció en Venus Rising (1995) como Young Eve. En 1997 apaeció en The Dini Petty Show (1989), un espectáculu canadiense, y faló sobre'l so papel en Flipper y la so carrera como actriz polo xeneral pero al añu siguiente decidió nun siguir nesta serie y retiróse a la fin del últimu episodiu de la segunda temporada de Les nueves aventures de Flipper. Empezó, en 1998, a trabayar en "P.O.N.K.S." (1999). Poco dempués, en 1998, apaeció como Melissa en "Brooklyn South" (1997). El mesmu añu apaeció en dos episodios de "Beverly Hills, 90210" (1990) como Leanne, y en dos episodios de "The Love Boat: The Next Wave" (1998). Apaeció en "Teen Magacín" en 1995 y en delles revistes europees mientres los siguientes años, inclusive foi portada de "Vanity Fair" en febreru de 1999. Amás, consiguió papeles importantes en dos películes esi mesmu añu: "Nunca me besaron" (1999) y "El Diañu metió la mano" (1999). Nel añu 2000 consiguió tamién papeles en "Paranoya" (2000) "Dark Angel" al pie de Jensen Ackles (2000). Los 4 Fantásticos y Silver Surfer (2007).
Jessica, gran nadadora y buceadora col certificáu PADI, realizó un show que-y dexó xugar colos delfines. L'ésitu de la serie fixo posible una segunda temporada, que tamién protagonizó. La so implicación na serie duró dende 1995 hasta 1997. Desque la serie terminó, Jessica apaeció en numberosos espectáculos y películes na televisión.
Alba tarrez ser encasillada como un "sex kitten" basada na mayoría de papeles que-y ufierten, comento, "De dalguna forma, nun creo qu'esto-y asocede a Natalie Portman." Na entrevista, Alba dixo que quier ser tomada en serio como actriz, pero cree que tien que faer películes qu'otra manera nun ta interesada de construyir na so carrera, señalando qu'a lo llargo espera ser más selectiva nos sos proyectos de película. Alba tamién caltién una estricta clausa de non-desnudos nel so contratu. Dióse-y la opción d'apaecer desnuda en "Sin City" película d'el direutores, pero tornó la ufierta, diciendo: "Yo nun faigo desnudos. Yo non. Seique eso faime una mala actriz. Seique nun voi ser contratada en delles coses. Pero tengo demasiada ansiedá." Ella comentó d'una sesión de semeyes pa GQ na que taba vistida con poca ropa, "Nun queríen que me ponga les bragues de güela, pero Díxi-y: 'Si yo voi tar topless preciso usar bragues de abuelita."
Alba foi criada como católica, al traviés de los sos años d'adolescente, pero dexó la ilesia dempués de cuatro años, porque sintió que taba siendo xulgada pola so apariencia. Esplicó: "Los homes mayores me coqueteaban, y el mio sacerdote dixo que yera porque llevaba ropa provocatible, cuando nun lo faía. A cencielles faíame sentir como sí nun fuera deseable al sexu opuesto, que yera la mio culpa, y fíxome avergoñame del mio cuerpu y de ser una muyer.
Alba tamién tenía oxeciones a les condenes de la Ilesia sobre les relaciones sexuales prematrimoniales y la homosexualidá, y lo qu'ella vio como una fuerte falta de modelos femeninos na Biblia. Esplicó: "Pensé que yera una guía prestosa, pero ensin dulda nun yera como diba vivir la mio vida." El so "devoción relixosa empezó a menguar" a los 15 años cuando actuó como convidada con gonorrea nel gargüelu nel episodiu de la serie de "Chicago Hope" en 1996. Los sos amigos na Ilesia reaccionaron negativamente al so papel, faciendo perder la so fe na Ilesia. Sicasí, dixo qu'inda caltién la so creencia en Dios a pesar de salir de la Ilesia.
Mientres filmaba "Dark Angel" en xineru de 2000, Alba empezó una relación de tres años con Michael Weatherly, que causó discutiniu por cuenta de la diferencia d'edá de doce años. Weatherly propúnxo-y casoriu a Alba nel so cumpleaños númberu 20, ella aceptó. N'agostu de 2003, Alba y Weatherly anunciaron que terminaren la so relación. En xunetu de 2007, Alba faló sobre la so rotura, diciendo "Nun sé por qué comprometí. Yera virxe. Él yera 12 años mayor que yo. Pensé que me conocía meyor. Los mios padres nun taben felices. Ellos son realmente relixosos. Ellos creen que Divos nun dexaría la Biblia siendo escrita sí nun fuera lo que se supon que creeríen. Soi dafechu distintu." Alba una vegada dixo que la visión d'ella de los homes mayores yera la so pareya ideal, faciendo referencies a Morgan Freeman, Sean Connery, Robert Redford y Michael Caine. Dixo, "Tengo una cosa polos homes mayores. Tuvieron cerca y saben demasiáu."
Alba conoció a Warren (1979), fíu del actor Michael Warren, mientres faía "Fantastic Four" en 2004. Alba casóse con Warren en Los Ánxeles el llunes 21 de mayu de 2008. El 7 de xunu de 2008, Alba dio a lluz a una neña, Honor Marie Warren, en Cedars-Sinai Medical Center en Los Ánxeles, California. Les primeres fotografíes d'Honor Marie apaecieron na revista "OK!", que pagó $1.5 millones por elles.
El 13 d'agostu de 2011, dio lluz a la so segunda fía: Haven Garner Warren
Luis Alberni
Luis Alberni foi un actor d'orixe español, nacionalizado estauxunidense, nacíu en Barcelona (Cataluña, España) el , y fináu en Hollywood (California, Estaos Xuníos) el .
Instaláu nos Estaos Xuníos en 1914, Luis Alberni debutó l'añu siguiente (1915) nel teatru en Broadway (Nueva York), onde actuó hasta 1928, n'once obres, dos comedies musicales, una opereta y una ópera.
Nel cine, collaboró en nueve películes mudes dende 1915 hasta 1926 dempués, tres la llegada del cine sonoru, en cientu sesenta y cinco películes estaunidenses, ente 1929 y 1956 (con un pequeñu papel non acreditáu en "Los diez mandamientos"), de cutiu en papeles secundarios caracterizando a hispanos o italianos. Destacando la so contribución menor en dos películes de John Ford, "When Willie Comes Marching Home" en 1950, y dempués "What Price Glory" en 1952 (segunda adaptación cinematográfica de la obra de teatru del mesmu nome, en que la so creación Luis Alberni contribuyera, en 1924 en Broadway : ver l'apartáu "Teatru" que sigue).
"The Lost Co-respondant" de Butler Davenport.
Jack Albertson
Jack Albertson (Jonathan George Albertson: Malden, de Massachusetts, 16 de xunu de 1907 – Hollywood, de California, 25 de payares de 1981) foi un actor estauxunidense ganador d'un Óscar, un Emmy y un Tony. Foi tamién comediante, baillarín, cantante y músicu, y trabayó pal teatru, la radio, el cine y la televisión.
Los sos padres, xudíos, yeren Flora Craft, una inmigrante rusa, y Leo Albertson, un inmigrante polacu. Tuvo una hermana, Mabel Albertson, tamién actriz. Albertson dexó los estudios y viaxó a Nueva York nun intentu pa faese un buecu nel mundu del espectáculu. De primeres nun disponía de dineru p'agospiase, polo que pel hibiernu dormía nel metro de la Interborough Rapid Transit Company. Pel branu dormía en Central Park. El so primer trabayu real nel espectáculu foi con una compañía de vodevil itinerante, les Dancing Verselle Sisters. Foi consideráu un completu entretenedor de la vieya escuela.
Albertson llueu trabayó nel xéneru burlesco como baillarín y actuando xuntu a Phil Silvers nuna pareya risible nel "Minsky's Burlesque Circuit". Amás del vodevil y el burlesco, actuó na escena en munches obres de Broadway, incluyendo "High Button Shoes", "Top Banana", "The Cradle Will Rock", "Make Mine Manhattan", "Show Boat", "Boy Meets Girl", "Girl Crazy", "Meet the People", "The Sunshine Boys" (pola cual recibió una nominación al Tony como Meyor Actor, y "The Subject was Roses" (pol cual ganó un Tony pal Meyor Actor de repartu). Tamién foi conocíu por dos programes de radiu, "Just Plain Bill" y "The Jack Albertson Comedy Show".
Jack Albertson tamién tuvo una carrera cinematográfica prolífica, casi toa ella realizando papeles de repartu.
Ente les películes más notables tán:
De siguío refiérense dalgunos de los munchos títulos nos qu'actuó:
Albertson dicía qu'el so únicu pesar yera que nun se-y solicitó faer el so papel na versión cinematográfica de "The Sunshine Boys".
Albertson tamién trabayó con muncha frecuencia na televisión. Tuvo papeles d'importancia en:
Foi tamién artista convidáu en numberosos programes televisivos, incluyendo:
Albertson tuvo casáu con Wallace (Wally) Thompson y tuvo una fía, Maura. Moró mientres años en West Hollywood, California. En 1978 diagnosticáron-y un cáncer de colon, pero despintó esta información y siguió actuando. Fixo una película pal cine, "My Body, My Child" (1982), y otra pa la televisión, "Grandpa, Will You Run With Me?" (1982), que fueron estrenaes póstumamente.
Jack Albertson finó'l 25 de payares de 1981 por causa de dichu cáncer. Foi encenráu, y les sos cenices esvalixar nel Océanu Pacíficu.
"Traducíu directamente de la Wikipedia en inglés"
Luana Alcañiz
Lucrecia Ana Úbeda Pubillones , mas conocida como Luana Alcañiz, foi una actriz y baillarina española, nieta de Santiago Pubillones, fundador del Circu Pubillones de Cuba y fía de l'actriz Marina Alcañiz.
Pasa la so infancia en Cuba y, n'estudiando danza, debuta a los dieciséis años como baillarina y cantante y ye conocida como "La Flor d'España". Actúa en clubes y teatros de Nueva York y forma pareya artística con Juan Puerta, baillarín col que se casó. Dempués de rodar dellos curtios, en 1930 firma un contratu cola Fox y en 1932 fai una xira per América na compañía de Al Jolson. Trabaya en Hollywood hasta principios de los años 40, dómina na que se cola a Suramérica (vive en Cuba, Venezuela y México). En 1947 tresllada la so residencia a Madrid, onde va rodar delles películes y va establecese de forma definitiva.
Alan Alda
Alphonso Joseph D'Abruzzo (nacíu'l 28 de xineru de 1936), más conocíu como Alan Alda, ye un actor y direutor de cine d'Estaos Xuníos, ganador del Globu d'Oru en múltiples ocasiones.
Ye fíu del actor Robert Alda, d'ascendencia italiana, y de Joan Browne, d'ascendencia irlandesa. Amás de actuar na gran pantalla, tamién realizó trabayos nel teatru y na televisión como autor, productor y direutor.
El so debú como actor de teatru producir con 16 años en Barnesville, Pennsylvania. Pero Alda debe la so gran popularidá sobremanera gracies a la serie de televisión "M*A*S*H", que protagonizó.
Dempués trabayó nes películes como "L'infiernu del güisqui", de R. Quine (1970); "Satan mon amour"; "The Mephisto Waltz", de Paul Wendkus (1971); "L'añu próximu, a la mesma hora", de R. Mulligan (1978); "California Suite", de H. Ross (1978); "Esguilada al poder", de J. Schatzberg (1979); "Delitos y faltes" (1989); "Misteriosu asesinatu en Manhattan" (1993); "Toos dicen I Love You" (1996) (los trés últimes de Woody Allen); y "Murder at 1600 (Asesinatu na Casa Blanca)" (1997).
Como guiónista cabo destacar la película "Les cuatro estaciones" ("Four Season", 1981), qu'amás tamién dirixó. Alda caltién una gran amistá con Woody Allen, con quien collaboró en delles películes.
Elizabeth Alda
Elizabeth Alda (nacida'l 20 d'agostu de 1960) ye una actriz d'Estaos Xuníos qu'apaeció en dos películes, incluyendo "The Four Seasons" cola so hermana Beatrice y la versión en televisión. Ye fía d'Alan y Arlene Alda.
Rutanya Alda
Rutanya Skrastina, meyor conocida como Rutanya Alda, ye una actriz d'estaoxunidense de orixen letón.
Rutanya Alda empezó la so carrera como actriz en 1968 na película Greetings. Rutanya ye conocida polos sos papeles en películes como The Deer Hunter, Mommie Dearest, , ente otres. Actuó en series de televisión como , Cold Case, Law & Order, ente otres.
En 1977 casóse col actor Richard Bright, que morrió nel añu 2006. Tuvieron un fíu.
Mary Alden
Mary Maguire Alden (18 de xunu de 1883 – 2 de xunetu de 1946) foi una actriz teatral y cinematográfico de nacionalidá estaunidense, una de les primeres actrices en trabayar en Hollywood procedentes del circuitu de Broadway.
Nacida na ciudá de Nueva York, Alden empezó la so carrera como actriz teatral nel circuitu de Broadway. Nesi ámbitu actuó a lo llargo de cinco años y, tres el so treslláu a Hollywood, trabayó para Biograph Company y Pathé Exchange nun primer periodu de la so carrera cinematográfica. El so papel más popular nel cine llegó en 1915 de la mano de D.W. Griffith cola película empobinada por él "La nacencia d'una nación". Alden interpretaba a una mulata namorada d'un políticu nordista. Al añu siguiente actuó n'otru filme de Griffith, "Intolerancia", con Mae Marsh, Miriam Cooper, y Vera Lewis. En rodando "Less Than The Dust", con Mary Pickford en 1917, ella tomó un descansu temporal como actriz cinematográfica, dedicándose al teatru. La crítica allabó'l so papel de Mrs. Anthon en "The Old Nest" (1921) y el so personaxe d'una vieya dama en "The Man With Two Mothers" (1922). Esta última obra foi producida por Sam Goldwyn.
Alden volvió trabayar intensamente nel cine na década de 1920 y nos primeros años de la de 1930. Como amuesa d'ello fueron los sos papeles en "The Plastic Age" (1925), "The Joy Girl" (1927), "Ladies of the Mob" (1928), y "Port of Dreams" (1929). Ente les últimes cintes nes qu'actuó figuren "Hell's House", "Rasputin and the Empress", y "Strange Interlude", toes de 1932.
Mary Alden finó en 1946 nel Motion Picture Country Home de Woodland Hills (Los Ánxeles), California, que fuera la so residencia nos últimos cuatro años de la so vida. Tenía 63 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Pierce Brothers Valhalla Memorial Park de North Hollywood, Los Ánxeles.
Norman Alden
Norman Alden (nacíu Norman Adelberg) (13 de setiembre de 1924, Fort Worth, Texas, Estaos Xuníos – 27 de xunetu de 2012, Los Angeles, California, Estaos Xuníos) foi un actor estaunidense que se presentó en programes de televisión y películes dende la so primer apaición en "The 20th Century Fox Hour" en 1957. Él apurrió la voz de "Kay" na película "The Sword in the Stone" de 1963 y recibió un Oscar pol so papel en "I Never Promised You a Rose Garden". La so carrera como actor empezó en 1957 y duró casi 50 años, hasta que finalmente se retiró en 2006 a la edá de 82 años.
Alden nació en Fort Worth, Texas. Sirvió nel exércitu mientres la Segunda Guerra Mundial y tornó a Fort Worth p'asistir a la Universidá Cristiana de Texas nel GI Bill. Parte de la so capacidá d'actuación desenvolvióse coles mesmes en TCU cola participación nel campus de teatru. Él retrató al entrenador Leroy Fedder na serie de televisión "Mary Hartman, Mary Hartman" de la década de 1970, tamién a Johnny Ringo na película western de 1955, "The Life and Legend of Wyatt Earp".
En 1966 participo nos episodios 25 y 26 de Batman, nel papel d'unu de los integrantes de la banda del criminal llamáu Guason.
Alden morrió'l 27 de xunetu 2012, na so casa de Los Angeles, California.
Tom Aldredge
Tom Aldredge (1928-2011) foi un actor de cine, teatru y televisión estauxunidense.
Nació en Dayton, Ohio, fíu de Lucienne Juliet Marcillat y W. J. Aldredge, un coronel del Cuerpu Aéreu del Exércitu de los Estaos Xuníos. Nun principiu apiraba a ser abogáu y foi estudiante de lleis na Universidá de Dayton a finales de los añu 1940. En 1947 decidió dedicase a l'actuación dempués d'asistir a una producción orixinal de Broadway de "Una tranvía llamáu Deséu".
Aldredge consolidó una respetada carrea nel circuitu de Broadway que duró cinco décades. Debutó en Broadway interpretando a Danny nel musical "The Nervous Set" de 1959. En 1972 ganó un Drama Desk Award pol so papel de Ozzie, el padre d'un veteranu de Vietnam ciegu, en "Sticks and Bones" de David Rabe. Foi'l Norman Thayer Jr. orixinal en "On Golden Pond" de 1978, consiguiendo la so primer nominación al premiu Tony. Sicasí, el so papel más conocíu ye'l del narrador en "Into the Woods" de Stephen Sondheim y James Lapine, un personaxe que más tarde repitiría. Amás creó un personaxe n'otra collaboración de Sondhiem y Lapine, "Passion". Aldredge formó parte de la nueva versión de 1997 de "Inherit the Wind" producida por Tony Randall, onde interpretó a Rev. Brown nun repartu tamién integráu por George C. Scott, Charles Durning y Anthony Heald. 
Tamién tuvo una llarga carrera de 50 años trabayando como actor secundariu nel cine y la televisión. Ganó un premio Daytime Emmy en 1978 pola so interpretación de William Shakespeare nun episodiu del programa "The CBS Festival of Lively Arts for Young People".
Aldredge morrió de cáncer el 22 de xunetu de 2011 nun hospital de Tampa, Florida, tenía 83 años d'edá.
Kay Aldridge
Kay Aldridge (9 de xunetu de 1917 – 12 de xineru de 1995) foi una modelu y actriz cinematográfica de nacionalidá estaunidense. Fíxose conocida por faer papeles de damisela n'apuros en seriales cinematográficos en blancu y negru estrenaos nos años 1940.
El so verdaderu nome yera Katharine Gratten Aldridge, y nació en Tallahassee, Florida. Como modelu pudo ser vista nes portaes de revistes como "Life", "Ladies' Home Journal", "Redbook" y "Look" nos años 1930. L'artista Anne Taintor utilizó anuncios publicitarios nos qu'apaecía Aldridge como base pa realizar les sos pieces. 
La carrera cinematográfica de Aldridge empezó en 1937 con un papel ensin creitos en "Vogues of 1938". Nel siguiente par d'años tuvo diversos papeles menores, principalmente decorativos, apaeciendo nos creitos como Katherine Aldridge. Dicir d'ella que tuvo ente les actrices que pasaron pruebes pa encarnar a Scarlett O'Hara en "Gone with the Wind".
Los papeles polos que se fixo conocida empezaron en 1942 col serial "Perils of Nyoka", producíu por Republic Pictures, empresa especializada en seriales, nos cualos producíense dramáticos cliffhangers a la fin de cada episodiu. Agora acreditada como Kay Aldridge, interpretó a Nyoka Gordon, heroína engarrada a múltiples malvaos na busca del so padre, perdíu nuna espedición en África. Otres actuaciones como heroína tuvieron llugar nos seriales "Daredevils of the West" (1943) y "Haunted Harbor" (1944). Aldridge retirar del cine en 1945.
Aldridge casóse tres veces: con Arthur Cameron dende 1945 a 1954, con Richard Derby Tucker dende 1956 hasta la muerte d'él en 1979 y, por peracabo, con Harry Nasland hasta 1988, añu en qu'él finó. L'actriz vivió nos sos últimos años en Camden (Maine). Finó por causa de un ataque cardiacu en Rockport, Maine en 1995.
Norma Aleandro
Norma Aleandro (Bonos Aires; 2 de mayu de 1936) ye una actriz, guionista y directora de teatru arxentina. 
Protagonizó "La hestoria oficial" (1985), la primer película arxentina en ganar el Óscar a la meyor película estranxera nel añu 1986, pola cual ella ganó'l premiu del Festival de Cannes a la meyor actriz. Pol so papel en "" (1989) convertir na primer actriz arxentina en ser nomada al Óscar. Tuvo tamién pequenos roles en películes hollywoodenses como "Cousins" (1989), "One Man's War" (1991) y "The City Of Your Final Destination" (2009).
Fía de los actores Pedro Aleandro y María Luisa Carbayeda, y hermana menor de María Vaner, fai los sos primeros papeles a la edá de 9 años nel teatru Smart, colos sos padres. 
Más tarde integró l'elencu de "Los dos carátulas", por "Radio Nacional" y depués, realizando teatru independiente nel Institutu d'Arte Moderno, debutó en cine en 1957 con "La muerte nes cais", de Lleo Fleider y en 1959 participó nel ciclu televisivu "Hestories de moces", onde realizó dellos personaxes.
En teatru actuó n'obres de Eurípides, Molière, Lope de Vega, Cervantes, Tirso de Molina, Tennessee Williams y Arthur Miller. 
Na década del 60' tuvo participaciones especiales en películes como "L'últimu pisu", con Santiago Arrieta y "Xente conmigo", con Milagros de la Vega y destacóse en "La fiaca", de Ricardo Talesnik, 1969. Nesta década empezó a incursionar en televisión en ciclos como "Romeo y Julieta", "L'amor tien cara de muyer", "Cuatro mujer p'Adán", ente otros.
Mientres la década del 70' foi parte del grupu Xente de Teatru —o "Cla Stivel"— empobináu por David Stivel, actuando nel ciclu televisivu "Cosa xulgada" con llibros de Juan Carlos Gené y Martha Mercader qu'ente 1969-72 foi unu de los programes claves de la televisión arxentina d'esos años; el grupu integráu por Bárbara Mujica, Marilina Ross, Carlos Carella, Federico Luppi, Emilio Alfaro y Juan Carlos Gené recibió premios y altos ratings d'audiencia, al que se sumó'l ciclu humorísticu "Nós los villanos". 
En 1970 dirixió Stivel el so únicu llargumetraxe, "Los herederos", que'l so guion escribió al pie de Norma Aleandro y que foi presentáu nel Festival de Berlín.
En 1989 foi convidada al programa "Cordialmente" onde la cantante y actriz Marilina Ross dedíca-y un tema compuesta por ella mesma tituláu "Norma de vida".
Protagonizó delles películes al pie de Alfredo Alcón, Julio De Grazia y Carlos Carella como "Güemes, la tierra n'armes" y "Nun toquen a la nena".
De gran carrera teatral, actuó en "Beckett", "El círculu de tiza caucasianu", "De rigorosa etiqueta", "El mio queríu mentirosu", "La Piaf", y incursionó en televisión en ciclos como "La casa de los Medina", "Alies Bon Mozu", "Nós" y "La muyer nel ensame".
El 8 de setiembre de 2016, va tornar a esti espectáculu nel Teatru Maipo: "Pequeñes patriotes", xuntu con Adriana Aizemberg.
Amenaciada pola Triple A, en 1975, Aleandro debió exiliarse primero en Uruguái onde fixo "Medea" y depués en España pola dictadura militar impuesta n'Arxentina, y ellí siguió la so carrera con filmes como "Tobi" y "Les verdes praderíes". 
Dempués de seis año, tornó al país en 1981, pa protagonizar l'estrenu mundial de la obra teatral "La señorita de Tacna", de Mario Vargas Llosa. 
Darréu filmó "La hestoria oficial", con Héctor Alterio, pola que ganó'l premiu a la Meyor Actriz nos festivales internacionales de Cannes y Cartaxena, tamién llogró mención nel festival de Chicago, premios d'asociaciones de críticos internacionales y foi escoyida Meyor Actriz de 1985 por Cronistes arxentinos.
Ella mesma xuntu a Jack Valenti fueron el presentadores de la categoría de Meyor Película Estranxera na ceremonia de los , na que resultó ganadora "La hestoria oficial". Foi presentadora tamién xuntu a Charlton Heston dende'l Teatru Colón de Bonos Aires na entrega internacional de los . 
Actuó tamién en Hollywood xuntu a Llei Remick, Anthony Hopkins y Liv Ullmann. Pol so llabor nel filme estranxeru "" foi nomada al Óscar y al Globu d'Oru como Meyor Actriz de Repartida.
Participó en más de 40 películes, ente elles "Operación Masacre", "Los siete llocos", "La entrevista", "Prohibíu", "El faru", ente otres. En 1990 protagonizó, dirixida por Alejandro Doria, "Cien veces nun debo", con Luis Brandoni y Andrea de la Boca, y depués con Federico Luppi "Les tumbes". Nesa década participó amás nun curtiumetraxe, nun filme basáu nun momentu de la vida de Carlos Monzón y protagonizó "Sol de seronda", pola que foi premiada como Meyor Actriz nos festivales internacionales de San Sebastián y L'Habana y recibió per segunda vegada'l premiu de Cronistes.
En 1997 y 2012 personificó a Maria Calles na pieza "Master class".
En 2001 actuó xuntu con Ricardo Darín y Héctor Alterio en "El fíu de la novia", que foi un gran ésitu recibiendo ella mesma esi añu'l Premiu Konex de Brillante. Protagonizó los filmes "Cleopatra", "Seres queríos", "Cama adientro", "Identidá perdida", compunxo un personaxe de voz en "Patoruzito, la gran aventura", actuó con Natalia Oreiro y Diego Peretti en "Música n'espera" y con Alejandra Manzo y Leonor Mansu en "Anita".
En 2009 protagonizó la obra teatral "Agostu", con Mercedes Morán. 
Nel 2012 apaez na nueva ficción de Pol-ka Producciones para Canal 13 "Llobu" xuntu a Gonzalo Heredia. Amás forma parte del elencu de "En terapia", ficción de Canal 7 protagonizada por Diego Peretti, Julieta Cardinali, Germán Palacios, Leonardo Sbaraglia, Dolores Fonzi y Ailín Salas. Na mesma interpreta a Lucía Aranda, supervisora de Guillermo.
En 2004 foi designada como la primera presidente de la Academia de les Artes y Ciencies Cinematográfiques de l'Arxentina.
En 2014 foi homenaxada na Cámara de Diputaos de la Nación Arxentina pola so trayectoria y méritu; y recibió un Doctoráu Honoris Causa per parte de la UADE.
Tuvo casada con Oscar Ferrigno y el so fíu ye l'actor Oscar Ferrigno (fíu). Tamién tien un nietu, el músicu Ivan Ferrigno. Dende 1982 la so pareya ye'l médicu Eduardo -y Poole.
Guionista:
Intérprete:
Voz
Jane Alexander
Jane Alexander (28 d'ochobre de 1939, Boston, Estaos Xuníos) ye una galardonada actriz, productora y escritora estaunidense. En 1993 foi escoyida pol presidente Bill Clinton como direutora del "National Endowment for the Arts" posición que sirvió hasta l'añu 1997.
Notable actriz de teatru en A Electra siéntalu bien el llutu, La nueche de la iguana, Antonio y Cleopatra, La heredera, Hedda Gabler, Hamlet y Madre Coraje y los sos fíos. Ganó'l Premiu Tony nel añu 1970 y foi nomada seis veces, siete nominaciones al Premiu Grammy, trés al Globu d'Oru y cuatro al Premiu Óscar.
Jason Alexander
Jason Alexander (n. 23 de setiembre de 1959) ye un actor d'Estaos Xuníos, famosu pola so interpretación del personaxe George Costanza na serie de televisión Seinfeld.
El talentu de Jason Alexander espandir por tol mediu artísticu. Alexander empezó a entretener a los sos compañeros a una temprana edá por que de esa manera nun la fadiaren pola so obesidá. Nesi entós memorizaba comedies, diálogos de películes y faía imitaciones tan bien que nunca-yos avagó los sos compañeros por que se burllaren d'él. Alexander tamién tomó llecciones de cantar y baille fuera del colexu –consideraba al so Bar Mitzvah como la so “primer actuación paga”. A la edá de 17 años llogró'l so primer trabayu profesional cuando foi contratáu nun grupu teatral pa mozos y pidióse-y qu'actuara nun programa local pa mozos en Nueva York.
Dos años dempués, cuando taba estudiando actuación na Universidá de Boston, tuvo la so primer actuación nuna película, tratar de "The Burning", un filme de terror nel que tamién actúen Holly Hunter y Fisher Stevens. Otres películes fueron: "Brighton Beach Memiors", "Mosquitu Coast", "Jacob's Ladder", "White Palace", y nel papel d'un malváu abogáu y amigu de Richard Gere en "Pretty Woman" (con él coincidiría años más tarde, na película "Hachiko:Siempres al to llau" en 2009). Tamién actuó en "I Don't Buy Kisses Anymore", una comedia romántica na que llogró'l papel principal.
El so debú en Broadway llegó con "Merrily We Roll Along", una collaboración de Hal Prince y Stephen Sondheim. Tamién actuó na producción de Broadway de "Accomplice" de Rupert Holmes, "Broadway Bound" de Neil Simon y "The Rink" con Tema Minnelli y Chita Rivera. La so consagración teatral foi "Broadway" de Jerome Robbins, pol cual ganó'l Tony Award por Meyor Actor en 1989 nun musical. Alexander tamién foi autor de la narración pal show, que mereció por sigo mesmu'l Tony Award por Meyor Musical. Más tarde, Alexander xubió al escenariu en Los Angeles interpretando a Harry Truman na obra "Give 'Em Hell Harry", pola que recibió una aclamación unánime de los críticos de teatru de Los Angeles y del públicu polo xeneral.
En televisión actuó na so propia serie en CBS "Everything's Relative", tamién tuvo apaiciones na serie "Y.R." con Elliott Gould y participó en "Favorite Son". Alexander tamién apaeció en numberosos comerciales, siendo'l más conocíu'l comercial "Keep In Touch" para Western Union, y la campaña de Rold Gold Pretzel.
El so papel más importante tener en "Seinfeld", onde interpretó a un personaxe de mal calter, George Costanza.
Gracies a el so papel de George Costanza, Alexander recibió 7 nominaciones pa los premios Emmy, 5 nominaciones al Globu d'Oru y ganó un American Television Award y dos American Comedy Awards por Meyor Actor de repartu nuna serie de televisión.
Amás de "Seinfeld", Alexander tamién tuvo na película "North" empobinada por Rob Reiner al pie de la so compañera de serie Julia Louis-Dreyfus, Bruce Willis y Elijah Wood. Tamién apaeció na película "Coneheads" con Dan Aykroyd y Jane Curtain, y puede ser vistu na película de Ron Howard, "The Paper" na qu'actúen Michael Keaton y Glenn Close.
Alexander siempres tuvo comenenciudu na dirección de teatru (daqué que nun fai dende la Universidá). La so última esperiencia como direutor foi nun capítulu de la serie "Seinfeld" la cual dio-y otra nominación pal DGA Award.
púdose-y ver nes series:
Ross Alexander
Ross Alexander (Alexander Ross Smith: Brooklyn, de Nueva York, 27 de xunetu de 1907 - Los Angeles, de California, 2 de xineru de 1937) foi un actor estauxunidense. 
Na so dómina escolar practicó'l atletismu y les artes dramátiques. Empezó nel teatru en Broadway, n'obres como "The Ladder" (1926) y "Let Us Be Gay" (1929), que lu sirviríen de trampolín pa estrenase nel cine en 1932 con "The Wiser Sex", con "Paramount Pictures". Sicasí, nun llogró más papeles na pantalla grande, polo que retornó al teatru. Foi la Warner la que se decató del talentu de Ross. Por cuenta de la so apariencia xuvenil y indócil, participó en musicales y películes de temes colexales, ente elles "La generalita" (1934) y "Maybe It´s Love" (1935). En roles dramáticos actuó, esi mesmu añu, con "El suañu d'una nueche de branu" (como Demetrius) y "El capitán Blood" (Jeremy Pitt). 
De llombu de la so carrera Alexander yera homosexual, y pa la compañía foi dificultosu caltenelo ocultu al pie del so estatus d'estrella del cine. Contraxo un aparente matrimoniu de conveniencia con Aleta Friele, que terminó trágicamente col suicidiu de la moza. Nuevamente casóse, esta vegada con Anne Nagel. Sía comoquier los estudios nun teníen l'abonda paciencia pa prevenir un escándalu por cuenta del enclín sexual del actor y la so carrera empezó a taramellar. Amestáu a esto, Alexander taba sumíu en deldes económiques. A cinco meses del so segundu matrimoniu, a los 29 años, l'actor matar con una pistola. El filme "Ready, Willing and Able" (1937), nel que fixo la so última actuación, foi estrenáu dempués del so fallecimientu. 
Mahershalalhashbaz Ali
Mahershalalhashbaz Gilmore (n. Oakland, California; 16 de febreru de 1974), más conocíu como Mahershalalhashbaz Ali, ye un actor d'Estaos Xuníos. 
Ali nació'l 16 de febreru de 1974 en Oakland (California), anque se crió en Hayward, California. El so nome procede del Antiguu Testamentu, del Llibru de Isaías 8:1-3, onde apaez como «Maher-shalal-hash-baz» (traducíu del hebréu como «bien llueu va haber saquéu y destrucción»). Debutó profesionalmente nel escenariu del California Shakespeare Festival y llogró un Máster n'actuación pola Universidá de Nueva York.
El so debú televisivu producir en 2001, cuando interpretó al Dr. Trey Sanders na serie "Crossing Jordan". La so participación estender a lo llargo de diecisiete episodios y más tarde realizó apaiciones episódiques n'otres series como "NYPD Blue" y "". En 2003 incorporar a la repartu de "Threat Matrix", pero la cadena ABC atayó la serie cuando entá nun rematara la so primer temporada. Formó parte de la repartida principal de "Los 4400", onde interpretó a Richard Tyler mientres los trés primeres temporaes de la serie y apaeció n'otros dos episodios de la última temporada. Tamién ye conocíu pola so interpretación de "Nathan Clay" na serie "Alphas" de la cadena televisiva "SyFy", mientres los dos temporaes de la serie, como protagonista.
Tatyana Ali
Tatyana Marisol Ali (nacida'l 24 de xineru de 1979 en North Bellmore, Nueva York, Estaos Xuníos) ye una actriz y cantante de rhythm & blues estauxunidense, conocida pol so papel como en "The Fresh Prince of Bel-Air".
Ali nació en Brooklyn, New York, fía de Sonia, una enfermera, y Sheriff Ali, un detective de la policía. La so madre ye descendiente d'africanos de Panamá y el so padre ye descendiente d'indios de Trinidá y Tobago. Tien dos hermanes más nuevos, Anastasia y Kimberly. Fala fluidamente tantu inglés como español.
Asistió al Grand Avenue Middle School en The Bellmores, Nueva York, tamién al Marymount High School en Los Angeles, California, y al The Buckley School en Sherman Oaks, Los Angeles, California. En 2002, graduar col Bachelor's degree en Antropoloxía na Universidá de Harvard.
A los siete años, empezó la so carrera de cantante y amás apaeció con Herbie Hancock nun episodiu de "Barriu Sésamu". Con cuatro años foi escoyida p'actuar coles marionetes y a los cinco años ganó la "Star Search", dos veces. Pero'l so papel estelar consiguir en 1990 al ser escoyida pa interpretar a Ashley Banks pa la popular serie de televisión "The Fresh Prince of Bel-Air". Al igual qu'el so personaxe, mientres los seis temporaes que duró la serie pasó de ser una simpática neña a convertisti nuna bella nueva. En 1996 la serie remató dempués de que Will Smith empecipiara na so carrera cinematográfica. Escontra'l final d'esta serie, Tatyana canta en dellos capítulos. N'unu d'ellos, cantó la tema de Aretha Franklin "Respect" y l'orixinal "Make Up Your Mind" producida por Rob Jay de Nspyre Music Productions. 
Na penúltima temporada de "Fresh Prince", empezó a preparar el so debú musical. La resultancia foi l'álbum "Kiss The Sky", el cuál consiguió un discu d'oru en vientes a entamos de 1999. El cantar de mayor ésitu foi "Daydreamin'", producida por Rodney "Darkchild" Jerkins, que llegó al sestu puestu nel Billboard Hot 100 (llista d'ésitos estaunidense) y nel UK Singles Chart. 
Esti álbum tuvo otru par d'ésitos más en Inglaterra: "Boy You Knock Me Out", con Will Smith, qu'algamó'l tercer puestu, y ye hasta agora'l so mayor ésitu; y "Everytime", el cuál foi'l so tercer "top 20" nel Reinu Xuníu, col cual algamó esactamente'l númberu 20. Collaboró tamién nel álbum de Smith "Willennium" nel cantar "Who Am I" con MC Lyte.
En 2005, completó'l so trabayu na película "Glory Road" y protagonizó nel video musical pal cantar "Can I Live?" de Nick Cannon y Anthony Hamilton's, interpretando a la madre de Cannon. En 2007, apaeció en films curtios: "Wilted", "How To Have A Girl", "The Malibu Myth", y "First Sight", que realizáronse mientres el reality show "On the Lot". Tamién apaeció en dos episodios de la serie de la CBS "The Young and the Restless", onde interpretó a Roxanne.
Agora ta preparando'l llanzamientu del so segundu álbum, que describe como "un esfuerzu independiente". L'álbum titúlase "The light".Tatyana ta asitiada nel puestu 74 de la VH1's "100 Greatest Kid Stars" (Les 100 mayores estrelles infantiles).
A principios de 2008, foi una de los múltiples cantantes que contribuyeron a la campaña presidencial de Barack Obama cola so voz nel cantar “Yes We Can”, un proyectu de Will.i.am. Tamién apaez nel consiguiente video musical que, anque agora ye conocíu en tol mundu, dar a conocer nel segmentu "What the Buzz" del programa "World News Now" de la cadena American Broadcasting Company.
Mientres un tiempu rellacionar col actor estaunidense Jonathan Brandis (yá fináu), con quien coprotagonizó la película pa la televisión "Fall into Darkness". Tamién viaxó por Estaos Xuníos como voceru de la campaña presidencial de Barack Obama, encabezando les unidaes de rexistru de votantes nos campus universitarios, incluyendo munches universidáes y colexos históricamente negros.
Landry Allbright
Landry Alexandra Allbright (n. 1 d'agostu, 1989) ye una actriz de cine y televisión d'Estaos Xuníos.
Allbright nació en San Dimas, California. Empezó la so carrera interpretando a la quinta Bridget Forrester na telenovela de la CBS, "The Bold and the Beautiful". Interpretó a la fía de Nicolas Cage na películaa "Con Air" (1997). Más tarde foi más conocida como la primer novia de Malcolm, Julie Houlerman, na sitcom de FOX, "Malcolm in the Middle". Tamién tuvo un papel menor na adaptación "El Grinch", dirixida por Ron Howard, y un papel recurrente na serie "Will & Grace". Amás participó como convidada en "The Invisible Man", "Spin City", "Judging Amy", "7th Heaven", "Without a Trace", "Six Feet Under", "The Guardian" y "The West Wing".
Anguaño ye estudiante del Emerson College en Boston.
Barbara Jo Allen
Barbara Jo Allen (2 de setiembre de 1906 – 14 de setiembre de 1974) foi una actriz radiofónica, cinematográfica y televisiva de nacionalidá estauxunidense.
Nacida en Nueva York, foi conocida pol nome Vera Analaye, la solterona qu'ella creó ya interpretó na radio y na pantalla nos años 1940 y 1950, y pa la cual inspiróse nuna persona a la que conoció na realidá, una muyer que taba dando una conferencia sobre lliteratura y que s'espresaba d'una manera confusa. Como Analaye, ella popularizó'l latiguillo "You dear boy!"
L'habilidá de Allen pa l'actuación yá surdió nes obres teatrales representaes na escuela. Tres la so graduación na high school, foi a París a estudiar en La Sorbona. Concentrada nel estudiu d'idiomes, llegó a falar con fluidez el francés, español, alemán ya italianu. En finando los sos padres, ella camudóse a Los Angeles, onde vivió col so tíu.
En 1937 debutó na radio, encarnando a Beth Holly nel programa de la NBC "One Man's Family", actuando darréu en "Death Valley Days", "I Love a Mystery" y otres series radiofóniques. N'apaeciendo'l personaxe de Vera en 1939 nel show "NBC Matinee", ella intervieno con regularidá al pie de Bob Hope a partir de 1941.
Allen actuó en siquier 60 películes y series televisives ente 1938 y 1963, de cutiu sol nome artísticu de Vera Analaye en llugar del so. El personaxe que creó fíxose tan popular que finalmente adoptó'l so nome como'l so llamatu profesional. Dende 1943 a 1952, como Vera, fixo más d'una docena de curtios cómicos pa Columbia Pictures. 
En 1948 nun trabayó cola mesma intensidá como actriz, dedicándose sicasí a montar un comerciu d'orquídees, al empar que foi Alcaldesa Honoraria de Woodland Hills, California. En 1953, como Vera, presentó una serie televisiva propia, "Follow the Leader", un show de la CBS nel que participaba'l públicu. En 1958 foi Mabel na versión en redifusión de la sitcom de Jeannie Carson "Hey, Jeannie!", emitiéndose namái seis episodios.
Allen tamién foi actriz de voz en películes d'animación, destacando'l so papel de Fauna en "La bella durmiente" (1959) y de la fregona en "The Sword in the Stone" (1963).
Allen casóse en primeres nupcies col actor Barton Yarborough, col que tuvo un fíu. En 1946 el matrimoniu actuó nel curtiu cómicu "Hiss and Yell", nomáu a un Óscar al meyor curtiu. Dende 1931 a 1932 Allen tuvo casada con Charles H. Crosby, y en 1943 casóse col productor de Bob Hope, Norman Morrell. Tuvieron un fíu, y tuvieron casaos hasta la muerte d'ella, asocedida en 1974 en Santa Bárbara, California. Los sos restos fueron encenraos, y les cenices apurríes a los sos allegaos.
Christa B. Allen
Christa Brittany Allen (nacida en 11 de payares de 1991) ye una actriz conocida pol so papel como la moza Jenna Rink en 2004 la película "13 Going On 30" y apocayá por interpretar a Charlotte Grayson nel drama de suspense "Revenge".
Allen nació en Wildomar, California. Antes de la so caracterización de Jenna en "13 Going On 30", Allen fixo una curtia apaición en "Men", onde dellos estudiantes amuesen películes y dellos comerciales. Depués la estrella tuvo en "Cake", un programa de televisión pa neños en CBS que se tresmitía los sábados pela mañana. Ella tamién interpretó la versión adolescente de Jennifer Garner, en "The Ghosts of Girlfriends Past". Christa ye la más nueva y única muyer con cuatro hermanos mayores y cuatro mediohermanos mayores tamién. Tien un gran paecíu con Jennifer Garner y por eso actúa munches vegaes d'ella na versión adolescente.
Corey Allen
Corey Allen (29 de xunu de 1934 – 27 de xunu de 2010) foi un direutor y actor cinematográficu y televisivu de nacionalidá estaunidense. Empezó la so carrera como actor, anque finalmente fíxose direutor televisivu. Ye quiciabes más conocíu por interpretar a Buzz Gunderson na película de Nicholas Ray "Rebelde ensin causa" (1955), siendo Allen el postreru superviviente de la repartu del filme.
El so verdaderu nome yera Alan Cohen, y nació en Cleveland, Ohio. En camudándose la so familia a California, estudió na Universidá de California en Los Angeles, onde s'empecipió na actuación, consiguiendo'l títulu de Bachelor of Arts en 1954.
Allen consiguió la notoriedá interpretando al líder d'una banda, Buzz Gunderson, nel filme de Nicholas Ray de 1955 "Rebelde ensin causa", protagonizáu por James Dean. Na película, mientres una escena de llucha con cuchiellos, Allen y Dean, siguidores del la técnica d'actuación d'El Métodu, usaron armes reales, resultando Dean mancáu por Allen.
Antes d'esa interpretación, Allen fixera dellos papeles menores nel cine, pudiendo ser vistu en "The Chapman Report", "Darby's Rangers", "Juvenile Jungle", "Party Girl" y "Sweet Bird of Youth", amás d'en les series televisives "Bonanza", "Dr. Kildare" y "Perry Mason".
Na área de Los Angeles arreyar en distintos proyectos teatrales, creando la compañía itinerante Freeway Circuit Inc. en 1959 y Actors Theater en 1965. Tamién se dedicó a la enseñanza teatral, collaborando con The Actors Workshop.
Allen dedicar a la dirección a partir de la década de 1960, trabayando en prodducciones televisives como "Hawaii Five-O", "Hill Street Blues", "Ironside", "Mannix", "Murder, She Wrote", "La muyer policía", "The Rockford Files", "" y "The Streets of San Francisco". En 1984 ganó un Premiu Emmy pola dirección d'un episodiu de "Hill Street Blues".
Corey Allen finó por causa d'entueyos d'una enfermedá de Parkinson en 2010 en Hollywood, California, dos díes enantes de cumplir los 76 años. Foi soterráu nel Campusantu Hillside Memorial Park en Culver City, California.
Crystal Allen
Crystal Allen (13 d'agostu de 1981) ye una actriz estaunidense de cine y televisión.
Allen apaeció en papeles como estrella convidada, incluyendo episodios de series de televisión como Sex and the City, Ed, The Sopranos, NCIS, Boston Legal, , JAG, etc. Apaeció en munchos anuncios de televisión, incluyendo anuncios de Tic Tac, Nissan, etc. Allen actuó como protagonista nes películes y la so remortina , interpretando a "Amanda Hayes". Ella tamién apaeció n'esitoses series como Prison Break y Desperate Housewives.
Jonelle Allen
Jonelle Allen (nacida'l 18 de xunetu de 1944), ye una actriz, cantante, y baillarina d'Estaos Xuníos.
Nacida en Nueva York, Allen creció en Harlem ente los vecinos qu'incluyíen Duke Ellington, Sonny Rollins y Johnny Hodges, que tuvieron una influencia na elección de la so carrera. Fixo'l so debú en Broadway a la edá de seis años en "The Wisteria Trees", l'adaptación de Joshua Logan de "The Cherry Orchard" protagonizada por Helen Hayes. De neña fixo apaiciones na televisión, como "The Merry Mailman," entamada por Ray Heatherton.
Allen regresu a Broadway pa "Finian's Rainbow". Tuvo nel elencu de la producción orixinal Off-Broadway de "Hair" y tamién apaeció en "George M!" enantes de recibir aponderamientos de la crítica y una nominación a Premios Tony por "Two Gentlemen of Verone". A pesar del so ésitu, resultó ser la so última apaición en Broadway hasta la fecha. 
Los creitos de Allen en películes incluyir en "Cotton Comes to Harlem, Hotel New Hampshire, y "The River Niger", colo que ganó un premiu NAACP Image. Tuvo un papel regular na serie dramática "Dr. Quinn", dende 1993-97. Otres apaiciones en televisión inclúin "Barney Miller, The Love Boat, All in the Family, Trapper John, M.D., Hill Street Blues, Cagney and Lacey, ER," y "Girlfriends". Interpretó a una presa lesbiana na película pa televisión en 1975 "Cage Without a Key", protagonizada por Susan Dey.
Los sos papeles más notables son Doreen Jackson na telenovela de NBC "Generations" y Lucinda Cavender, una bruxa vampiru na película risible de terror llamada "The Midnight Hour". Antes del so papel de Doreen en "Generations", Jonelle interpretó a una xerente de boutique Stacey Russell, na telenovela d'horariu estelar de curtia duración, "Berrenger's".
Allen apaeció como Florence Mills en Edinburgh Fringe. 
Anguaño trabaya nel Conservatorio d'Artes en San Juan Capistrano.
Krista Allen
Krista Allen (nacida'l 5 d'abril de 1971) ye una actriz y modelu estauxunidense. Ye conocida pol so rol como Billie Reed en "Days of our Lives" de 1996 a 1999, como Jenna Avid en "Baywatch Hawaii" de 2000 a 2001, y como Bridget en "What About Brian" de 2006 a 2007. Les sos apaiciones notables en películes inclúin "Liar Liar", "Anger Management" y "Confessions of a Dangerous Mind" con George Clooney, del que foi pareya dacuando; tamién participó na serie de películes de conteníu erótico "Emmanuelle in space".
Allen nació en Ventura, California, ye la fía de Dalton Earl Allen Sr. y de Katherine Mary Rapiega. Creció en Houston y depués vivió n'Austin, onde asistió al "Austin Community College" y darréu graduóse na Universidá de Texas. Consideró ser profesora pero decidió treslladase a California y empezar una carrera nel campu de la interpretación.
Allen apaeció en programes de televisión como "Days of our Lives" (como Billie Reed 1996-1999) y "Baywatch Hawaii" como Jenna Avid, ente 2000 y 2001. Allen tamién apaeció en "Confessions of a Dangerous Mind", "Anger Management", "Project Greenlight" y na película de terror "Feast", amás d'en delles series de televisión, como "Embruxaes", "The X-Files", "Friends", "Mutant X" o "Smallville". Foi protagonista de la serie de películes erótiques "Emmanuelle in Space" en 1994.
En 2005, foi una de les estrelles d"'Unscripted" en HBO. Considerada una "sex symbol", Allen apaeció na revista "Maxim" y foi nomada la #70 na llista "Maxim" "Hot 100 de 2005" list. Tamién tuvo un papel recurrente na serie d'ABC "What About Brian" como Bridget, En 2007, Allen apaeció nun programa de tele-realidá denomáu "Fast Cars and Superstars: The Gillette Young Guns Celebrity Race", que presentaba a una docena de celebridaes nuna competencia de carreres. Allen tien una llinia de camisetes llamada "SuperEXellent".
Les sos nueves películes fueron "Destín final 4" col papel de madre sobreprotectora, "Black Widow" de 2010 y les comedies "Amazing Racer" y "Little Women Big Cars", dambes de 2012.
Allen apaeció na segunda temporada de "", que s'estrenó'l 7 de xunu de 2009. Allen tamién apaeció nun episodiu de "Love Bites" de la NBC en 2011.
Allen tien un blogue llamáu "Boom Boom Veggie" con Katrina McCaffery.
Allen tuvo casada con Justin Moritt ente 1996 y 1999; d'esta rellación tuvo un fíu llamáu Jacob Morrit que nació'l 12 de xunetu de 1997. 
Allen foi pareya de George Clooney dende 2002 hasta 2004.
Anguaño sal col actor Nathan Fillion, protagonista de la serie de la ABC Castle.
Nancy Allen
Nancy Anne Allen, meyor conocida como Nancy Allen (24 de xunu de 1950, Nueva York, Estaos Xuníos) ye una actriz d'Estaos Xuníos conocida poles sos actuaciones nos films de los años 80 tales como; la saga Robocop, Dressed to Kill y Strange Invaders.
Nancy Allen empezó como actriz en 1962 na película Money in My Pocket. 
En 1976 actuó na película Carrie onde conoció al direutor Brian De Palma, col que casóse en 1979, esi mesmu añu actuó na película 1941 de Steven Spielberg. 
En 1980, Nancy Allen protagonizó xuntu a Michael Caine y Angie Dickinson la película Dressed to Kill dirixida por Brian De Palma, foi nomada al Globu d'Oru pola so actuación en dicha película. 
En 1981 protagonizó al llau de John Travolta la película Blow Out, dirixida por Brian De Palma. 
En 1987 actuó xuntu a Peter Weller na película RoboCop. 
En 1988 protagonizó la película Poltergeist III xuntu a Tom Skerritt, Heather O'Rourke, Lara Flynn Boyle y Zelda Rubinstein. En 1990 actuó na película RoboCop 2 y en 1993 actuó en RoboCop 3. En 2008 actuó na película Quality Time.
Actuó en cuatro películes de Brian De Palma: Carrie (1976), Home Movies (1980), Dressed to Kill (1980) y Blow Out (1981).
Actuó xuntu a John Travolta en dos películes: Carrie (1976) y Blow Out (1981).
Casóse col direutor Brian De Palma en 1979 y divorcióse en 1984. 
En 1992 casóse col actor Craig Schoemaker y divorcióse en 1994. 
En 1998 casóse por tercer vegada con un home llamáu Randy Bailey del que divorcióse en 2007. 
Tim Allen
Timothy Alan Dick (Denver, 13 de xunu de 1953), más conocíu como Tim Allen, ye un actor, cómicu y escritor estauxunidense. Ye conocíu pol so papel na serie de televisión "Home Improvement". Tamién ye conocíu polos sos papeles protagonistes en delles películes populares, como la serie de películes de "Toy Story" (como la voz de Buzz Lightyear), les películes de "The Santa Clause" y "Héroes fora d'órbita". Dende 2011, protagonizó la sitcom de la ABC "Unu pa toes" nel papel de Mike Baxter. 
En 1995, ganó'l premiu Globu d'Oru na categoría: "".
Tim Allen nació nel senu d'una familia d'ocho fíos. El so padre, Gerald Dick, yera un vendedor inmobiliariu y morrió trágicamente nun accidente automovilísticu. La so madre yera Martha Katherine Fox. Estudió na Universidá de Western Michigan, onde llogró'l títulu de Producción Audiovisual. 
Na so mocedá, Allen llegó a tar encarceláu mientres dos años por un delitu rellacionáu coles droges. Yá en 1980 actúa nun pequeñu teatru de Detroit que-y dexó travesar Estaos Xuníos de sala en sala mientres 10 años. El debú de Allen nel cine producir en 1994 con "The Santa Clause" que resultó ser la comedia más taquillera d'esi añu.
En 1990, gracies a un papel estelar na serie "Home Improvement", conquistó la gloria. Convertir nuna cara habitual de les series familiares con humor y mientres la temporada final llegó a cobrar 1,25 millones de dólares siendo, xuntu colos actores de "Friends", l'actor que más cobraba. El so ésitu siguió con comedies familiares como "Un nativu en Nueva York". Tamién participó en películes como "Una Navidá de llocos", "For Richer or Poorer", "Jungle 2 Jungle" y "Wild Hogs" onde comparte escenarios con John Travolta y Martin Lawrence ente otros. Tamién tuvo la ocasión de poner la so voz al personaxe Buzz Lightyear na triloxía de "Toy Story".
Per otru llau, escribió dos llibros que fueron dos talos best-sellers: "Don't stand too close to a naked man" y "I'm not really here".
El 2 d'ochobre de 1978 foi deteníu nel Aeropuertu Internacional de Kalamazoo-Battle Creek, en Míchigan, por posesión de más de 650 gramos (1,43 llibres) de cocaína. Darréu declaróse-y culpable per tráficu de drogues. Sicasí, apurrió nomes d'otru distribuidores, en cuenta de una pena de trés a siete años en llugar d'una posible cadena perpetua. Salió en llibertá condicional el 12 de xunu de 1981, dempués de cumplir 2 años y 4 meses de prisión. Allen tenía'l númberu de presu #04276-040.
Tuvo casáu con Laura Diebel dende'l 7 d'abril de 1984, hasta que se dixebraron legalmente en 1999. El so divorciu remató en 2003. Dambos tienen una fía, Katherine, nacida en 1989. 
En 1997, foi arrestáu por conducir bébedu en Birmingham, Michigan y rexistróse que tenía un conteníu d'alcohol nel sangre del 0,15. Foi condergáu a un añu de prisión con llibertá condicional. Entró nuna clínica de rehabilitación como parte de la so obligación xudicial.
Allen casóse cola actriz Jane Hajduk (con quien saliera mientres cinco años) el 7 d'ochobre de 2006, nuna pequeña ceremonia privada en Grand Lake, Coloráu.
El 5 de xineru de 2009, anuncióse qu'él y Hajduk taben esperando'l so primer fíu xuntos. En marzu de 2009 nació la so segunda fía, Elizabeth.
May Allison
May Allison (14 de xunu de 1890 – 27 de marzu de 1989) foi una actriz teatral y cinematográfico de nacionalidá estauxunidense, una de les de mayor fama del so país na dómina del cine mudu.
Nacida en Rising Fawn, Xeorxa, yera la más nueva de los cinco fíos del Dr. John Simon Allison y de Nannie Virginia Wise. 
Allison debutó como actriz teatral nel circuitu de Broadway en 1914 cola producción "Apartment 12-K", empecipiando dempués la so carrera cinematográfica en Hollywood, California. El so primer papel na gran pantalla foi'l d'una inocente nel filme de 1915 de Theda Bara "A Fool There Was". 
Cuando esi mesmu añu Allison foi escoyida pa trabayar con Harold Lockwood na cinta romántica empobinada por Allan Dwan "David Harum", el públicu quedó namoráu de la pareya, polo cual dambos intérpretes empecipiaron una granible collaboración cinematográfica. Posiblemente formaron el primera "dúo románticu" célebre de la gran pantalla, anque dambos actores nunca caltuvieron una relación sentimental na vida real. En total actuaron xuntos nunes 25 cintes d'ésitu nos años de la Primer Guerra Mundial. Les populares películes romántiques de Allison y Lockwood remataron, sicasí, cuando en 1918 Lockwood finó por causa de la gripe español. A partir d'entós la carrera de Allison perdió fuerza.
A pesar d'ello, Allison siguió actuando nel cine na década de 1920, anque nunca consiguió les mesmes resultancies que cuando actuaba al pie de Harold Lockwood. La so última película enantes de retirase foi la producción de 1927 "The Telephone Girl", na que trabayaben Madge Bellamy y Warner Baxter.
En 1920 Allison casóse col actor y guionista Robert Ellis, divorciándose dambos en 1923. L'actriz casóse dempués col editor de la revista "Photoplay", James Quirk, una unión que duró hasta 1932. El tercer matrimoniu de Allison, con Carl Norton Osborne, duró más de cuarenta años, hasta la muerte d'él en 1982.
Nos sos últimos años May Allison pasó la mayor parte del so tiempu nuna propiedá en Tucker's Town, Les Bermudes y tuvo venceyada a la Orquesta Sinfónica de Cleveland, Ohio. Ella finó por causa de un fallu respiratoriu en Bratenahl (Ohio) en 1989. Tenía 98 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Gates Mills South de Gates Mills (Ohio).
June Allyson
June Allyson (n. Westchester, Estáu de Nueva York; 7 d'ochobre de 1917 - f. Ojai, Los Angeles; 8 de xunetu de 2006), actriz de cine estauxunidense.
De nome real Eleanor Geisman, foi una de de les actrices más populares ente los años 40 y 50. Nacida nel popular barriu del Bronx neoyorquín, June nun pasó una infancia fácil. La separación de so padre y so madres siendo entá una neña y un terrible accidente que casi-y cuesta la vida a los 8 años, obligóla a rehabilitase hasta los 12 años con terapies de natación y baille. Debutó en 1938 nuna comedia musical en Broadway a la edá de 20 años, apaeció na película "Best Foot Forward" en 1943, foi escoyida dos años enantes na obra teatral. La so carrera abondó n'ésitos musicales, como "Thousands Cheer and Good News!" (1947), y robló un importante contratu cola Metro Goldwyn Mayer.
El 19 d'agostu de 1945, June contraxo matrimoniu col actor Dick Powell. En 1963, añu en que finó Powell, casóse con Alfred Glenn Maxwell, del cual dixebraríase al cabu d'unos meses. En 1973, David Ashrow convirtióse nel so tercer y últimu home.
June Allyson caracterizó a partir de los años 50 el papel de moza sensible y bondosa, que-y dexó destacase en películes como "The Girl in White" (1952), "Música y llárimes" (1954) o "El mundu ye de les muyeres" (1954) de Jean Negulesco. 
En 1951 ganó'l Globu d'Oru a la meyor actriz de comedia pol so papel na película "Demasiao mozu pa besar", onde interpretaba a la neña prodixu de 13 años Molly Potter y a la so hermana mayor, la pianista Cynthia Potter. 
Carol Alt
Carol Ann Alt (1 d'avientu de 1960) ye una modelu y actriz estaunidense.
Carol Alt nació en Flushing, Queens, New York. Fía de Muriel, una modelu y emplegada d'aerollínees y Anthony Alt, un xefe de bomberos. Cuando tenía 18 años, decidió intentar entrar nel mundu del modelaje nel branu pa financiar los sos estudios universitarios.
El so ingresu al mundu del modelaje foi en 1980, cuando apaeció na portada de la revista "Harper's Bazaar". Pero llogró fama real en 1982, cuando foi portada de "Sports Illustrated Swimsuit Issue". Nel restu de los años 80, apaeció en más de 500 portaes de revistes, convirtiéndose nuna de les meyores modelos de la era. Mientres el periodu de la so gran popularidá, foi cara de campañes como Diet Pepsi, Xeneral Motors, Cover Girl Cosmetics, Noxema, Hanes y munchos otros. Foi la primer modelu en producir los sos propios pósters y calendarios. Cuando los 80 llegaben al so fin, decidió entrar na industria de l'actuación.
Dende 1986, Alt actuó en numberoses películes, munches d'elles italianes. En 1999 interpretó a "Karen Oldham" na versión de Peter Benchley de "Amazon". En 2001 llogró'l papel principal pa la película canadiense "Snake Head Terror". Tamién interpretó papeles menores, incluyendo na serie de TV, Wings. y usando la so voz nun episodiu de "King of the Hill".
Anguaño volvió al mundu del modelaje y a faer proyectos, incluyíos la llinia de cuidu de la piel ""-y Mirador"" y infomerciales. Escribió dos llibros sobre como llevar una dieta banciada a base d'alimentos crudos. Foi portada de la revista "Traveling Girl" nos años 2004 y 2008. Depués de negase rotundamente en repitíes ocasiones a posar desnuda pa la revista Playboy, Alt apaeció na portada n'avientu de 2008... Depués quedó en #5 posición de les 10 ameyores modelos de tolos tiempos, según AskMen.com, detrás de Kathy Ireland, Christie Brinkley, Gisele Bündchen y Cindy Crawford, en primer posición.
En 2007, Alt actuó na serie de TV "Caterina y Le sue figlie 2" y na película "Piper", ámbas emitíes pola canal italianu Canale 5.
En 2008 Carol Alt participó nel reality show L'Aprendiz: Celebridaes, ónde 14 celerbiades pertenecíen por donar dineru a una fundación de caridá. Carol competía por Tony Alt Memorial Foundation, una fundación creada pol so hermanu qu'ayuda a lloa adultos a terminar los sos estudios. Alt llogró'l tercer llugar del show, llogrando recaldar US$40,000 pa la fundación del so hermanu. Depués foi llamada na última prueba del reality p'ayudar al Editor Piers Morgan a ganar, quién finalmente terminó faciéndolo.
En 2009, Carol participó na versión italiana de Dancing with the Stars, emitida por Rai Unu. Depués, actuó nel spin-off de la película "Piper" que realizó en 2007, llamada "Piper, La Serie".
Alt casóse col entrenador de los New York Rangers, Ron Greschner dende 1983 a 1996. En payares de 2008, Alt demandó al so ex home, reclamando qu'él nun estremó bien los bienes que teníen cuando entá taben casaos.
Anguaño, Alt atopar nuna relación sentimental col xugador de h.oquei sobre xelu rusu, Alexei Yashin, que ye trece años menor qu'ella. Nuna entrevista de 2006 realizada por ESPN al xugador dixo que nun taben casaos, pero que teníen una bien bona relación.
Betty Amann
Philippine "Betty" Amann (Pirmasens, - Westport, ) foi una actriz xermanu-americana.
Na Alemaña de 1928, protagonizó xuntu al actor Gustav Fröhlich, la película "Asphalt" de Joe May. Joe May y el productor Erich Pommer afayaron el so talentu pa la industria del cine alemán.
En 1987, Betty Amann recibió'l premiu 'Filmband in Gold' pola so llarga carrera nel cine alemán.
Lauren Ambrose
Lauren Ambrose o Lauren Anne D'Ambruoso (20 de febreru de 1978 en New Haven, Connecticut), ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión d'ascendencia italiana. 
Estudió nel "Educational Center for the Arts in New Haven" y cantar nel "Boston University Tanglewood Institute".
Ye conocida pol so papel de Claire en "Six Feet Under".
Ta casada dende setiembre del 2001 con Sam Handel y son padres de dos varones: Orson nacíu'l 16 de xineru de 2007 y otru varón nacíu en 2012
Amedee Chabot
Amedee Chabot (acreditada tamién como "Amadee Chabot", "Amadée Chabot" o "Amedée Chabot") ye una actriz -yá retirada- y empresaria estaunidense, quien desenvolvió la so carrera artística mayormente en Méxicu mientres la segunda metá de la década de 1960.
Amedee Chabot nació en Chicago, Illinois en 1945, pero nel so niñez treslladóse cola so familia a Northridge, California onde pasó la so infancia y adolescencia. En 1962 participó y ganó el concursu de Miss California y depués ganaría tamién el certame de "Miss USA World", realizáu na ciudá de Huntington, Virginia Occidental, que dio-y el derechu a representar a Estaos Xuníos na edición del Miss Mundu d'esi mesmu añu, onde quedó como séptima finalista.
Por cuenta de la so gran guapura y la so voluptuosa figura, según tamién la so destacada participación nel Miss Mundu, Chabot foi contratada pol mesmu Bob Hope pa participar nuna de les sos actuaciones pal exércitu de los Estaos Xuníos nel sureste asiáticu, lo que daría pie a qu'ella decidiera siguir una carrera artística polo que, en 1963, Chabot debutó en Hollywood apaeciendo en dos episodios de la serie televisiva ""The Beverly Hillbillies"" y depués intervendría nes películes "Muscle Beach Party", "A House is Not a Home" y "For Those Who Think Young" (los trés rodaes en 1964), "Three on a Couch" (1965, xuntu a Jerry Lewis) y "Murderers' Row" (1966, con Dean Martin) faciendo papeles menores hasta que, en 1966, ella recibió un contratu pa filmar la película mexicana "L'ayalga de Moctezuma" -empobinada por René Cardona y René Cardona Jr., que foi la secuela de la cinta "Operación 67" y que tamién cuntó cola participación de El Santu y Jorge Rivero- la cual significó'l so debú nel cine mexicanu.
A partir d'ellí Chabot participó mientres los siguientes dos años na friolera de 24 películes -incluyendo tamién a coproducciones fílmicas feches ente México y otros países como Perú, Colombia, Puertu Ricu y Ecuador- onde, casi siempres, interpretaba a espantanantes y misterioses muyeres estranxeres, a pesar de que pa la dómina ella mesma nun falaba español (la so voz yera, mayormente, doblada en postproducción por otres actrices mexicanes). Ente les sos películes más conocíes mientres la so estancia nel país azteca podemos citar: "Autopsia d'una pantasma" (1966), "Axente 00 Sexy" (1967), "Peligru...! muyeres n'acción" (1967), "Narda o'l branu" (1968) y "Les sicodélicas" (1968). En 1969, depués de participar na cinta colombo-mexicana "Campeones del ring" (estrenada tres años dempués), Chabot anunció'l so retiru del mundu del espectáculu pa volver al so país y, eventualmente, casase y ser madre.
Na actualidá Amedee Chabot vive cola so familia na ciudá californiana de Mercé y, dende la década de 1990, trabaya como axente inmobiliaria siendo, amás, una de les empresaries de bienes raíz más esitoses de dichu tao de la Unión Americana.
John Patrick Amedori
John Patrick Amedori (nacíu'l 20 d'abril de 1987) ye un actor estauxunidense.
El so papel más notable foi cuando interpretó al nuevu de 13 años, Evan Treborn en L'Efectu Caparina. Tamién apaeció en delles series como Friends, Law & Order, Nip/Tuck, Joan de Arcadia y Ghost Whisperer. Apaeció na película "Stick It". Empezó a tocar guitarra cuando tenía 9 años d'edá. La so primer banda, Sanitarum, empecipiar col so meyor amigu cuando tenía namái 11. Participó en comerciales, como'l de Coca-Cola y Nestea. Amedori apaeció nel nuevu drama de la cadena Fox Vanished, que s'estreno na seronda del 2006. Nel 2008 xunir al casting de la serie de televisión Gossip Girl, interpretando a Aaron Rose, el nuevu interés amorosu de Serena van der Woodsen.
Paul America
Paul Johnson (Nueva Jersey, Estaos Xuníos, 25 de febreru de 1944 – Ormond Beach, Florida, Estaos Xuníos, 19 d'ochobre de 1982), meyor conocíu como Paul America, foi un miembru del grupu de les superestrelles de Warhol», creáu pol cineasta estaunidense Andy Warhol, que participó na película "My Hustler". Amás, tamién apaeció nel últimu filme de Edie Sedgwick, "Ciao! Manhattan" (1972), y nel documental "Superartist".
Según delles versiones, Warhol afayó a America nuna discoteca llamada Ondine a mediaos del añu 1965 y convidólu a visitar con él The Factory. De primeres, Paul solo averábase pa faer arreglos nuna motocicleta, pero acabó formando una estrecha relación con Warhol y les persones cercanes a este. D'esta miente, vivió mientres un tiempu con Chuck Wein y tuvo un curtiu romance con Edie Sedgwick.
Warhol describió a America como un «mochachu increíblemente guapu; al igual qu'un dibuxu de Mr. América, llimpiu, curiosu y bien simétricu». Coles mesmes, suxurió que quiciabes recibiría'l so nome d'un apartamentu del hotel América nel qu'él viviera, «un hotel super-funky del centru de la ciudá». Paul almitió que tuvo problemes col so nome:
America convirtióse aparentemente nun iconu gai, gracies a la so actuación en "My Hustler". Tres esta película, America apaeció n'otros munchos filmes de Warhol del añu 1965: les remortines ensin estrenar, "" y "", y tamién na película muda de Dan William, "Harold Stevenson", na que America, Gerar Malanga, Stevenson, Sedgwick, y otros más parolen y beben vieno mientres posen fotogénicamente nel sofá de l'habitación d'un hotel de Nueva York. Otra película biográfica de curtia duración alrodiu de Paul America, rodada na sablera mientres el montaxe de "My Hustler", foi atopada na versión llarga» d'esi filme, nel montaxe editáu por Dan Williams que foi añedíu a la cinta de seis minutos en 1967.
Esi mesmu añu —nel 1967—, en sirviendo al exércitu estaunidense mientres un curtiu periodu de tiempu, America llogró asistencia llegal y convenció a Warhol por que-y embolsara cierta cantidá de dineru con calter retroactivu pol ésitu de "My Hustler", na qu'él tuviera un papel importante. Gracies a esti pidimientu, recibió 1000 dólares estaunidenses en distintos abonos.
America tamién participó xuntu con Edie Sedgwick en "Ciao! Manhattan" (1972), una película empobinada por John Palmer y David Weisman que'l so rodaxe llevar a cabu ente los años 1967 y 1971. Sicasí, el so papel na película foi menos importante de lo que nun principiu diba ser yá que foi imputáu con cargos per tráficu de drogues en Míchigan. Paul trató de contactar con Warhol per últimu vegada en 1982.
El 19 d'ochobre de 1982, Paul America foi truñáu por un coche y finó nel actu, mientres tornaba a la so casa de Ormond Beach, Florida tres una cita col dentista. Nesi momentu, Paul tenía 38 años d'edá.
Suzy Amis
Susan Elizabeth "Suzy" Amis-Cameron (n. Oklahoma City, Estaos Xuníos, 5 de xineru de 1962) ye una actriz de cine y televisión y modelu d'Estaos Xuníos.
Como modelu trabayó en Francia y en Estaos Xuníos pa les axencies Elite Model Management y Ford Models.
Empecipió la so carrera interpretativa nel añu 1984 tres la so apaición nun capítulu de la serie Miami Vice. Fixo numberoses películes y finalmente retiróse en 1994.
Tuvo casada con Sam Robards y dende el 2000 col direutor James Cameron.
Nacida na ciudá estaunidense Oklahoma City nel añu 1962.
Empezó a trabayar como modelu en París pa l'axencia Elite Model Management onde llogró la so formación y en 1980 tornó a Estaos Xuníos a Nueva York por cuenta de que la so tía unvió unes imaxes a l'axencia de modelos Ford Models cola que robló un contratu.
Años más tarde en 1984, amás de trabayar como modelu empecipió la so carrera nel mundu de la interpretación, apaeciendo n'unu de los capítulos de la serie de televisión Miami Vice y un añu más tarde tuvo'l so primer papel nuna película protagonizada por Kevin Costner y empobinada por Kevin Reynolds llamada "Fandangu".
En 1986 dexó la so carrera de modelu pa dedicase dafechu a ser actriz.
Mientres toos estos años apaeció en numberoses películes más, nes que destaquen "Rocket Xibraltar" (1988), "Twister" (1989), "Onde ta'l corazón" (1990) y "Rich in Love".
Nel añu 1993 llogró'l so primer papel protagonista na película "La balada del pequeñu Jo" interpretando a una moza que vivió nel sieglu XIX y cola que foi nomada nos Premios Independent Spirit Award a la meyor actriz.
Darréu en 1994 apaeció na película "Blown Away", en 1995 en "The Avezáu Suspects", en 1996 en "Cadillac Ranch" y en 1997 en "The Ex", "Last Stand at Saber River" que protagonizó xuntu a Tom Selleck y na famosa película empobinada por James Cameron y ganadora de numberosos Premiu Óscar y Globu d'Oru, "Titanic" na qu'interpretó'l papel de Lizzy Calvert.
En realizando delles películes más, nel añu 1999 realizó la so última apaición en "Judgment Day", que protagonizó xuntu a Ice T.
Nel añu 2005, fundó Amis Muse primaria d'educación de Reggio Emilia Approach, asitiada en Topanga (California) y ensin animo d'arriquecimientu.
Suzy Amis en mayu de 1986, casóse col actor estaunidense Sam Prideaux Robards col que tien un fíu llamáu Jasper (30 d'abril de 1990), pero finalmente en 1994 divorciáronse.
En 1997, mientres el rodaxe de Titanic nel que participaba, conoció al so direutor James Cameron col qu'el 4 de xunu del 2000 casóse, teniendo dambos trés fíos de mancomún: Claire (4 d'abril de 2001), Quinn (9 de setiembre de 2003) y Elizabeth Rose (29 d'avientu de 2006).
John Amos
John Amos (Newark, 27 d'avientu de 1939) ye un actor estaunidense.
En 1970 interpretó a James Evans Sr. na serie de televisión "Good Times". El so trabayu en televisión inclúi papeles en "The Mary Tyler Moore Show", la miniserie "Raigaños", pola que recibió una nominación al Emmy, y un papel recurrente en "The West Wing". Tamién desempeñó'l padre de la novia del personaxe de Will Smith, Lisa Wilkes, n'El Príncipe de Bel-Air.
Tamién apaeció en Broadway y en numberoses películes nuna carrera que toma cuatro décades. Recibió nominaciones al premiu Primetime Emmy y NAACP Image Award.
En 1958 graduar na escuela secundaria de East Orange (Nueva Jersey).
Matricular na universidá Long Beach City College y graduóse na Universidá Estatal de Coloráu, con una llicenciatura en socioloxía.
Amos tamién xugó nel equipu de fútbol americanu Coloráu State Rams.
Amos foi un campeón de los Guantes d'Oru del boxéu.
En 1964, robló un contratu d'axente llibre colos Denver Broncos de la Lliga de fútbol estaunidense. Nel segundu día del campamentu d'entrenamientu nun pudo executar la carrera de 40 yardes por causa de un frayatu fibrilar y foi echáu del equipu. Dempués xugó con Joliet Explorers de la United Football League. En 1965 xugó colos Norfolk Neptunes y los Wheeling Ironmen de la Lliga de Fútbol Continental. En 1966 xugó colos Jets de Jersey City y los Waterbury Orbits, de la Lliga de Fútbol Costa Atlántica. En 1967 robló un contratu d'axente llibre colos Kansas City Chiefs, de la Lliga de Fútbol Americano. L'entrenador Hank Stram díxo-y: «Tu nun yes un xugador de fútbol, sinón un home que ta tratando de xugar al fútbol». Amos escribió un poema alrodiu de esti asuntu, que lleó al equipu y recibió una ovación de pies de toos el xugadores y entrenadores. Amos dixo que l'entrenador Stram, al echalo del campu d'entrenamientu, emburriar en dirección de la escritura. Tornó a la Lliga Continental, onde xugó esi añu colos Victoria Steelers.
Amos ye quiciabes meyor conocíu por interpretar a personaxes como Gordy Howard (l'home del clima en "The Mary Tyler Moore Show") dende 1970 hasta 1973, y como James Evans, el maríu de Florida Evans, qu'apaeció trés vegaes na comedia "Maude" enantes de siguir col mesmu papel en 61 episodios de la serie "Good Times" (ente 1974 y 1976).
Mientres representaba a un padre de mediana edá de baxu nivel d'educación pero bien trabayador, padre de tres fíos na serie, na vida real Amos solo tenía 34 años cuando empezó'l programa, solu ocho años mayor que l'actor qu'interpretaba al so fíu mayor J. J. Evans (Jimmie Walker) y 19 años más nuevu que la so esposa na serie (Esther Rolle). Amos, al igual qu'Esther Rolle, quería amosar una imaxe positiva d'una familia afroestaunidense, lluchando contra vientu y marea nel ghetto de Chicago, pero vio qu'esta premisa foi rebaxada pola comicidad de mala calidá, y espresó la so insatisfaición. Amos abandonó'l programa primero que terminara la tercer temporada porque nun-y gustaba la manera en que se desenvolvía'l so fíu J. J. (el personaxe de Jimmie Walker). El escritores fixeron qu'el so personaxe James Evans morriera nun accidente de tráficu nel primer episodiu de la cuarta temporada, y la serie siguió ensin él mientres tres temporaes más. Norman Lear dixo qu'Amos se convirtió nuna torga, y Amos tuvo d'alcuerdu en que nun fuera bien diplomáticu alrodiu de la dirección de la comedia. Amos dixo que taba en desalcuerdu alrodiu de la manera en qu'escritores faíen falar a J. J., facer caminar de manera risible y faíen-y usar «sombreros de palombu» "(pigeon hats)". Otru fíu del so personaxe, Michael, quería ser xuez de la Corte Suprema y la so fía Thelma quería ser ciruxana. Amos pretendía que se desenvolviera la comedia que podría xenerase a partir d'eso, pero'l escritores queríen quedase col estereotipu de mozu negru de J. J.
John Amos interpretó al capitán Dolan na serie de televisión "Hunter" ente 1984 y 1985. Coprotagonizó el drama policial de CBS "El Distritu". En 1976 apaeció na miniserie "Raigaños", basada nel llibru de Alex Haley del mesmu nome, como'l personaxe principal, Kunta Kinte, yá mayor. En 1980 protagonizó la película de televisión "Alcatraz: The Whole Shocking Story".
En 1982, caracterizó'l papel de Seth na película "El señor de les besties."
Foi un invitáu frecuente na serie "The West Wing", retratando al almirante Percy Fitzwallace, quien se desempeñaba como presidente del Estáu Mayor Conxuntu mientres la mayor parte de la serie. Fixo de Buzz Washington na serie "Men in Trees". En 2003, Amos coprotagonizó ―xuntu con Anthony Anderson― la serie "All About the Andersons". En 2010, Amos tamién apaeció como un personaxe recurrente, Ed, en "Two and a Half Men".
Foi actor invitáu en dellos programes de televisión como "The A-Team", "The Cosby Show", "Dos homes y mediu", "El Príncipe de Bel-Air", "In the House", "Martin" (como'l sarxentu Hamilton Strawn, el padre de Tommy), "Touched by an Angel", "Psych", "My Name Is Earl", "Lie to Me", y "Murder, She Wrote".
John Amos escribió y produció l'unipersonal "Halley's Comet", que foi aclamada pola crítica.
En 2009, John Amos llanzó un álbum de cantares de música country.
Una de los cantares de la película "Cloverfield", foi escrita en collaboración por él.
Amos tien la distinción de ganar más Premios TV Land que naide, polos sos papeles en "The Mary Tyler Moore Show", "Good Times" y la miniserie de televisión "Raigaños".
Amos ye veteranu de la 50.ª División Blindada de la Guardia Nacional de Nueva Jersey, y xefe principal honorariu de la Guardia Costera de los Estaos Xuníos.
Casóse y divorcióse dos veces y tien cuatro fíos de los sos matrimonios anteriores. Anguaño, tien una tercer esposa, Elisabete y dos neños adicionales. Ye padre de Shannon Amos, fundadora de Afterglow Multimedia, y del escritor, direutor y productor KC Amos.
Amos foi residente de Tewksbury Township, Nueva Jersey.
Audrey Marie Anderson
Audrey Marie Anderson (nacida'l 7 de marzu, 1975) ye una actriz y modelu d'Estaos Xuníos, más conocida pol so papel na cadena CBS The Unit (2006–2009).
Anderson nació y creció en Fort Worth, Texas. A principios de los 90 empezó una carrera como modelu, anque enantes tuviera un papel recurrente na serie dramática de la ABC "Once and Again" como Carla.
Como actriz el so papel más conocíu ye'l de Kim Brown, na serie de la cadena CBS "The Unit" (2006–2009). Antes apaeciera en series como "Still Life" and "Going to California" y foi estrella convidada en "Ensin rastru", "", "Ensin cita previa" y "House".
Nel mundu cinematográficu les sos contribuciones inclúin "Drop Dead Sexy", "Moonlight Mile" y "Least Among Saints", en toes elles con papeles secundarios.
Broncho Billy Anderson
Gilbert M. "Broncho Billy" Anderson (21 de marzu de 1880 – 20 de xineru de 1971) foi un actor, guionista, direutor y productor cinematográficu estaunidense, conocíu por ser la primer estrella del cine de xéneru western.
El so verdaderu nome yera Maxwell Henry Aronson, y nació en Little Rock (Arkansas), siendo'l sestu fíu de Henry y Esther (Ash) Aronson, nativos de Nueva York y d'orixe xudíu. Hasta los ocho años d'edá vivió en Pine Bluff, Arkansas, y dempués camudóse cola so familia a San Luis (Misuri). A los 18 años d'edá foi a vivir a la ciudá de Nueva York, onde intentó faer carrera nel vodevil y el teatru, y onde complementó los sos ingresos trabayando como modelu fotográficu y vendedor de periódicos. En 1903 conoció a Edwin S. Porter, que-y dio trabayu como actor y como ocasional collaborador na redacción de guiones.
Nel tempranu filme de Porter "Asaltu y robu d'un tren" (1903), Anderson fixo tres papeles. En viendo la cinta per vegada primera nun teatru de vodevil y sentise acorviáu pola reacción del públicu, Anderson decidió dedicase a la industria cinematográfico. Asina, col nome artísticu de Gilbert M. Anderson, empezó a escribir, dirixir y actuar nos sos propios westerns.
En 1907 él y George Kirke Spoor fundaron los Essanay Studios, unu de los más destacaos d'ente los primeros estudios cinematográficos. Anderson actuó en más de 300 curtios pa la compañía. Anque fixo una gran variedá de papeles, consiguió una enorme popularidá nuna serie de 148 curtios western mudos, convirtiéndose na primer estrella cowboy del cine, "Broncho Billy." Spoor permaneció en Chicago dirixiendo la compañía como si fuera una fábrica, ente que Anderson viaxaba pel oeste de los Estaos Xuníos en tren con un equipu col cual rodaba les películes. Munchos de los filmes fueron rodaos en Fremont (California), una población nel El Condao d'Alamea, siendo la cercana ruta del Western Pacific Railroad al traviés del Cañón Niles un llugar bien apoderáu pal rodaxe de westerns.
Escribiendo, actuando y dirixiendo la mayor parte de diches películes, Anderson tamién atopó tiempu pa dirixir una serie de westerns risibles protagonozados por Augustus Carney. En 1916 Anderson vendió la so participación en Essanay y retiróse de la interpretación. Volvió a Nueva York, mercó'l Teatru Longacre y produció obres, anque ensin un gran ésitu. Más palantre fixo una curtia vuelta como productor con una serie de curtios con Stan Lloréu, incluyendo'l so primer trabayu con Oliver Hardy en "A Lucky Dog" (filmado en 1919 y estrenáu en 1921). Por diferencies col estudiu, Metro, retirar de nuevu pasáu 1920.
Anderson demandó a Paramount Pictures por llamar "Broncu Billy" a un personaxe de "Star Spangled Rhythm" (1943), y por describir al mesmu como un "actor fundíu y fracasáu," daqué que sentía como una referencia a la so persona. Solicitó 900.000 dólares, pero nun se conoz cómo remató la demanda.
Anderson retomó la producción cinematográfica como propietariu de Progressive Pictures na década de 1950, retirándose dempués. En 1958 recibió un Óscar honoríficu pol so trabayu como "pioneru del cine" y pol so "contribución al desenvolvimientu del cine como entretenimientu."
A los 85 años, Anderson salió del so retiru pa faer un cameo en "The Bounty Killer" (1965). Nos sos últimos años de vida moró nel Motion Picture & Television Country House and Hospital en Woodland Hills (Los Angeles), California.
Broncho Billy Anderson finó en 1971, a los 90 años d'edá, nun sanatoriu de South Pasadena, California. Sobrevivió-y el so esposa, Mollie Louise Schabbleman, y la so fía, Maxine. Los sos restos fueron encenraos y les sos cenices depositaes nel Crematoriu Chapel of the Pines de Los Angeles, California.
En 2002 foi incluyíu nel Salón de la Fama de los Intérpretes Western, nel National Cowboy & Western Heritage Museum de Oklahoma City, Oklahoma. 
A Anderson concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 1651 de Vini Street, pol so trabayu cinematográficu.
Eddie Anderson
Eddie Anderson (18 de setiembre de 1905 – 28 de febreru de 1977), tamién conocíu como Eddie "Rochester" Anderson, foi un actor y humorista de nacionalidá estaunidense.
Empecipiáu nel mundu del espectáculu siendo un adolescente y actuando nel circuitu de vodevil, a principios de los años 1930 pasar al cine y a la radio. En 1937 empezó'l so papel de mayor fama, el de Rochester van Jones, usualmente conocíu solo por "Rochester", l'ayuda de cámara de Jack Benny nel show radiofónicu "The Jack Benny Program". Anderson foi'l primera afroamericano en llograr un papel regular nun programa d'emisión nacional. Cuando la serie pasó a la television, Anderson siguió col so papel, que desempeñó hasta rematar el show en 1965.
A partir d'entós, Anderson fixo papeles televisivos como artista invitáu, y trabayó como actor de voz en producciones d'animación.
Amás de la so faceta artística, foi un entusiasta de les carreres de caballos, siendo propietariu de dellos animales y trabayando como preparador equín nel Hollywood Park Racetrack.
El so verdaderu nome yera Edmund Lincoln Anderson, y nació en Oakland, California. El so padre, "Big Ed" Anderson, yera intérprete de minstrel, y la so madre, Ella Mae, dedicar al funambulismo, teniendo de dar fin a la so carrera tres una cayida. Él dicía que yera descendiente d'esclavos que fuxeron del Sur mientres la Guerra Civil de los Estaos Xuníos por aciu el ferrocarril soterrañu. A los diez años d'edá, Anderson y la so familia fueron a vivir a San Francisco (California). A los 14 años d'edá dexó la escuela pa trabayar como recaderu y poder ayudar económicamente a los suyos.
Anderson empecipiar nel mundu del espectáculu a los 14 años formando parte d'una revista de repartu afroamericano, ganando primeramente un concursu d'aficionaos al vodevil en San Francisco. Anderson sumar al elencu de "Struttin' Along" en 1923, y en 1924 formó parte de "Steppin' High" como baillarín y como unu de los "Three Black Aces" al pie del so hermanu Cornelius, col cual más palantre actuaría nel vodevil.
Anderson mancárase les cuerdes vocales cuando yera nueva y vendía periódicos en San Francisco. Les remortines diéron-y un tonu de voz personal que lu ayudar a algamar la fama y a ser reconocíu pol públicu radiotelevisivo a lo llargo de tola so carrera.
La primer actuación de Anderson en "The Jack Benny Program" tuvo llugar el 28 de marzu de 1937. Orixinalmente foi contratáu pa encarnar a un mozu d'estación nuna hestoria na cual el show viaxaba de Chicago a California en tren, coincidiendo col desplazamientu real del programa dende Nueva York a los NBC Studios na Mariña Oeste, en Hollywood. Mientres Jack Benny y el so show viaxaben a California en tren, Benny y los sos guionistes escurrieron un númberu nel cual un mozu d'estación llevaba lo meyor de Benny nun viaxe ficticiu dende Chicago a Los Angeles. En valorando otres posibilidaes, Benny escoyó a Eddie Anderson pal papel.
Cerca d'un mes tres la primer actuación de Anderson nel programa de Benny, él foi llamáu pa otru papel radiofónicu nel show, esta vegada como camareru nun restorán sirviendo a Benny. Poques selmanes más tarde foi vueltu llamar, faciendo'l papel d'un suxetu con desalcuerdos económicos con Benny.
Los personaxes de Anderson tuvieron una bona aceptación pol públicu, polo que Benny decidió da-y un papel fixu, el del so mayordomu y ayuda de cámara, Rochester van Jones. Faciéndose un miembru regular del show de Benny, Anderson foi'l primera afroamericano en tener un papel fixu nun programa radiofónicu d'emisión nacional.
El personaxe de Rochester fíxose inmensamente popular. Principalmente tres la Segunda Guerra Mundial, Rochester yera'l más popular dempués de Benny, recibiendo los aplausos más entusiastes nes sos actuaciones. Empezó a superar a Mary Livingstone como'l principal acompañante de Jack Benny, especialmente cuando Livingstone actuó con menor avezamientu por causa del so mieu escénico.
Anque Anderson naciera y criara na zona de Oakland, él llegó a la comunidá afroamericana de Los Angeles nos años 1930 buscando trabayu nel cine. Gracies a el so ésitu nel programa de Benny, la comunidá aceptar como unu más y taba arguyosa de la so trayectoria. Naquellos años fixérense elecciones asonsañaes na área de Central Avenue, llamándose al ganador "l'Alcalde de Central Avenue". El ganador tenía'l derechu y el deber de falar sobre los problemes qu'afectaben a la comunidá afroamericana. El llectores de "California Eagle" lleeron nel diariu del 23 de mayu de 1940 que Eddie "Rochester" Anderson pidía votos pa ser Alcalde de Central Avenue.
Dende'l so cuartel xeneral nel Hotel Dunbar, Anderson dirixió la so campaña dedicándose a problemes reales principalmente, unu d'ellos la necesidá de que los afroamericanos sirvieren al so país como pilotos. Taba bien interesáu nel asuntu, polo que tomó clases de vuelu y dio conferencies sobre ello con un representante de la Universidá Tuskegee.
El papel de Anderson como sirviente yera común nos actores negros de la dómina, como asocedía nel casu de Ethel Waters na serie "Beulah". L'estereotipu de los personaxes negros yera una práctica habitual del mundu del espectáculu, faciendo referencia los shows minstrel nos cualos actores blancos cola cara pintada reforzaben l'estereotipu de galbana, ignorancia, analfabetismu, alcoholismu, afición a la xordia, ya incapacidá pa tomar puestos de responsabilidá. El programa de Jack Benny del 1 de payares de 1936 foi tituláu "Doc Benny's Minstrel Show", y tou la repartida fixo un show minstrel en dialectu "negru". Repitieron el show el 3 de marzu de 1942, demostrándose col mesmu la meyora na relación ente races.
Según l'autobiografía póstuma de Jack Benny, "Sunday Nights at Seven", el tonu d'humor racial que tenía Rochester menguó rematada la Segunda Guerra Mundial, al desvelase la enormidad del Holocaustu. A partir d'entós fíxose un esfuerzu pa retirar los estereotipos raciales de Rochester. Amás, Benny ufiertó de cutiu actuaciones como artistes convidaos a artistes afroamericanos como Louis Armstrong y The Ink Spots, apelando tamién a refugar el racismu y a favorecer la relaciones pacífiques ente races.
Unu de los artistes meyores pagos de la so dómina, Anderson invirtió con prudencia y aportó a bien ricu. Hasta los años 1950, Anderson foi l'actor afroamericano meyor pagu, con un salariu annual de 100.000 dólares. En 1962, Anderson apaeció nuna llista de la revista "Ebony" como unu de 100 afroamericanos más ricos. A pesar d'ello, taba tan fuertemente identificáu como "Rochester", que munchos oyentes creíen que realmente yera'l mayordomu de Benny.
Rescamplaba la fuerte estima que Anderson y Benny teníense. Mientres la grabación d'un show en febreru de 1958, un especial de "Shower of Stars" pa celebrar el "40 cumpleaños" de Benny, Anderson sufrió un leve ataque cardiacu. Nun reportaxe de la revista "Life" podia trate mientres los ensayos a un esmolecíu Benny tres l'alta hospitalaria del so amigu. Una vegada remató'l so show televisivu, pasaron cuatro años hasta que la pareya volvió trabayar xunta, anque Benny y Anderson calteníen el contactu.
La carrera cinematográfica de Anderson empezó col filme de George Cukor "Hollywood al desnudu" (1932), nel qu'interpretaba a un mayordomu. Anderson actuó en docenes de películes rodaes en Hollywood ente les décades de 1930 y 1940. En xunetu de 1939, actuó con Jack Benny na cinta "Man About Town", trabayando con él n'otros llargumetraxes, ente ellos "Buck Benny Rides Again" (1940).
Dalgunes de les sos películes más destacaes fueron "The Green Pastures" (1936), "Jezabel" (1938), "You Can't Take It With You" (1938) y "Gone with the Wind" (1939). Repitió'l so papel de 'Rochester' en "La muyer pantasma", trabayando'l so personaxe como mayordomu del qu'interpretaba Roland Young. Tuvo tamién un raru primer papel nun musical de repartu negra empobináu por Vincente Minnelli en 1943, "Cabin in the Sky", faciendo'l papel de Joseph 'Little Joe' Jackson. La versión rodada en 1945 del filme "Brewster's Millions," na cual Anderson yera una de les estrelles, prohibir en delles árees del sur del país.
Anderson, Benny, y el restu de la repartu de "The Jack Benny Program" (Mary Livingstone, Don Wilson, y Mel Blanc) tamién dieron voz a la producción animada de 1959 de Warner Bros. "The Mouse that Jack Built", dirixida por Robert McKimson. Na cinta víen mures representando a los personaxes del show. La última actuación cinematográfica de Anderson foi'l so papel de taxista nel filme de Stanley Kramer de 1963 "El mundu ta llocu, llocu, llocu", nel cual Benny faía un cameo.
Anderson foi un invitáu misteriosu nel concursu "What's My Line?" en 1952. En 1957, Hallmark Hall of Fame presentó "The Green Pastures", dando a Anderson la oportunidá de retomar el so papel de Noah en television. El programa foi nomáu al Premiu Emmy.
Anderson tamién actuó n'episodios de "The Dick Powell Show", "It Takes a Thief", y "Love, American Style". A principios de los años 1970 dio voz al personaxe Bobby Joe Mason na serie animada "Harlem Globetrotters" y en "Les nueves películes de Scooby-Doo".
Anderson nun consiguió l'ésitu hasta qu'actuó de manera regular en "The Jack Benny Program". Poco dempués d'ello, inauguró un nightclub na zona de Central Avenue, en Los Angeles, local que tuvo una vida curtia.
Mientres la Segunda Guerra Mundial, Anderson foi propietariu de la Pacific Parachute Company, una sociedá afroamericana dedicada a fabricar paracaíes pa l'Armada y l'Exércitu.
Amás, Anderson vio'l potencial de Les Vegues como centru d'entretenimientu, faciendo xestiones pa invertir na zona.
En 1932, Anderson casóse con Mamie (Wiggins) Nelson, fía de Alonzo y Annie Wiggins, de Eastman (Xeorxa). Mamie finó'l 5 d'agostu de 1954, a los 43 años d'edá, por causa de un cáncer. Na dómina de la so muerte, el so fíu Billy (fiyascu de Anderson) xugaba como profesional de los Chicago Bears. Billy, que'l so nome completu yera George Billy Nelson, yera frutu del matrimoniu de Mamie Wiggins y el so anterior home. Cuando Mamie casóse con Eddie Anderson, Billy foi adoptáu, tomando l'apellíu Anderson.
En finando Mamie, el 8 de febreru de 1956 Anderson casóse con Evangela "Eva" Simon en Kingman (Arizona). La pareya tuvo tres fíos: Stephanie, Evangela, Jr. ("Eva"), y Edmund, Jr. Simon y Anderson divorciáronse en 1973, quedando Anderson cola custodia de los sos dos fíos menores.
Anderson foi propietariu de dellos caballos de carreres. El más conocíu foi Burnt Cork, un purasangre que corrió'l Derby de Kentucky de 1943, siendo por ello Anderson el primera propietariu afroamericano d'un caballu corredor del derby. Na carrera, y p'evitar la segregación racial, Anderson y la so muyer fueron convidaos a la casa de Mae Street Kidd, una destacada política afroamericana de Kentucky. Burnt Cork acabó la carrera nel postreru puestu, lo cual foi motivu de discutiniu sobre'l
motivu real de que Anderson inscribiera'l so caballu.
Cuando Burnt Cork ganó una carrera importante, Anderson foi a trabayar a Metro-Goldwyn-Mayer vistíu como un Kentucky Colonel, un títulu honoríficu de dichu tao, y aportunaba en ser llamáu "Colonel Rochester".
Una vegada que dexó d'emitise'l show televisivu de Benny, Anderson dedicar a los caballos, trabayando como preparador nel Hollywood Park Racetrack hasta poco primero de la so muerte. Anderson adquiriera les sos conocencies por causa de una mancadura del so caballu Up and Over, que-y obligó a estudiar sobre la tema pa tratar al animal y evitar el so sacrificiu, lo cual pudo consiguir.
Anderson finó por causa de una enfermedá cardiaca'l 28 de febreru de 1977 nel Motion Picture & Television Country House and Hospital de Los Angeles, California. Foi soterráu nel Campusantu Evergreen de Los Angeles.
Pola so contribución a la industria radiofónico, a Eddie Anderson concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6513 de Hollywood Boulevard. Amás, en 2001 foi aceptáu a títulu póstumu nel Salón de la Fama de la Radio. Antes, en 1975, foi incluyíu nel Salón de la Fama de los Cineastes Negros.
Gillian Anderson
Gillian Leigh Anderson (n. Chicago, 9 d'agostu de 1968) ye una actriz norteamericana. N'empezando la so carrera nel teatru, llogró la reconocencia internacional pol so papel na serie de televisión "The X-Files" onde interpretó a l'axente especial Dana Scully. Ente les películes que participó atópense "La casa de l'allegría" (2000), "L'últimu rei d'Escocia" (2006), "Johnny English Returns" (2011) y dos películes de "The X-Files", "" (1998) y "" (2008).
Anderson nació en Chicago, Illinois. Fía de Rosemary Anderson, una analista n'informática y que dende 1988 ye presidenta d'una fundación de neurofibromatosis, y de Edward Anderson, quien dirixió una compañía de post-producción de películes. El so padre tien ascendencia inglesa y la so madre ascendencia irlandesa y alemana. Tien dos hermanos menores, Aaron que finó a los trenta años y que careció d'un desorde xenéticu llamáu neurofibromatosis quística y progresiva, y una hermana llamada Zoe, qu'apaeció nun capítulu de la quinta temporada de "The X-Files" tituláu "Christmas Carol" nel qu'interpretó a Dana Scully adolescente.
Poco dempués de la so nacencia, la so familia establecer por quince meses en Puertu Ricu, depués treslladáronse al Reinu Xuníu, onde vivió hasta los once años d'edá., Mientres esi periodu moró cinco años en Rosebery Gardens, en Crouch End, Londres, y por quince meses en Albany Road, Stroud Green, Londres, por qu'asina el so padre pudiera estudiar una carrera rellacionada al cine en London Filme School. Nesta etapa realizó los sos estudios d'escuela primaria en Coleridge Primary School. A los once años d'edá, la so familia treslladóse nuevamente, esta vegada a Grand Rapids, Michigan. Ellí asistió en principiu a Fountain Elementary y darréu a City High-Middle School, una escuela d'altu rendimientu pa estudiantes dotaos, con un programa d'estudios con fuerte énfasis n'Humanidaes, onde se graduó en 1986.
Anderson apodera dos dialectos del mesmu idioma, l'inglés británicu y l'inglés americanu, al igual que los actores Linda Thorson y John Barrowman. Cuando la so familia establecer en Michigan sufrió de burlles na escuela por cuenta del so marcáu acentu británicu y sintióse fuera de sitiu, darréu adoptó la forma de falar de la xente del Mediu Oeste d'Estaos Xuníos. L'acentu qu'emplega varia del llugar nel que s'atopa, de fechu nuna entrevista con Jay Leno faló con acentu americanu, pero nuna entrevista con Michael Parkinson emplegó l'acentu británicu.
Anque en principiu tenía interés en siguir una carrera en bioloxía marina, l'actuación llamó la so atención y mientres los sos años na preparatoria participó en delles producciones teatrales del colexu, tamién collaboró nun teatru comuñal y realizó práctiques en Grand Rapids Civic Theatre & School of Theatre Arts. Tres la so graduación del colexu en 1986, ingresó na facultá de teatru de la Universidá DePaul en Chicago y en 1990 llogró la so Llicenciatura en Belles Artes. Coles mesmes participó nun programa de branu nel Royal National Theatre del Reinu Xuníu impulsáu pola Universidá Cornell.
Con 22 años, Anderson camudar a Nueva York. Pa caltenese trabayó como camarera. Más palantre actuó na obra de teatru Absent Friends en Manhattan, que-y fixo ganar el premiu Mundial de Teatru como "Artista revelación" en 1991. Tamién trabayó na película "The Turning".
En 1992 camudar a Los Angeles. Aprució na televisión convencional nuna apaición como convidada nel drama colexal, "Class of "96"" de la cadena Fox, que la volvería a llamar pal casting piloto de "X Files". Con 24 años, a Anderson considerar demasiao mozu pal personaxe y, nun principiu, tuvo qu'aparentar tener más edá pa llograr el papel. Per otru llau, los directivos de la cadena Fox nun taben convencíos col perfil de Anderson pal personaxe, pero'l ceador de la serie Chris Carter, tan llueu la vio, quixo que fora la protagonista de la serie.
Finalmente, Gillian Anderson consiguió'l papel pa 13 episodios que, debíu al ésitu, ampliar a nueves temporaes. Los cinco primeres temporaes se filmaron en Vancouver, Canadá y l'otres cuatro en Los Angeles. Cada capítulu se filmaba como una película y la serie estrenó tamién dos cintes: una en 1998 llamada "" y la segunda "" nel 2008.
Anderson ganó dellos premios pola so interpretación de l'axente especial Dana Scully, incluyendo un premiu Emmy, un Globu d'Oru y dos Screen Actors Guild en dos años siguíos como Meyor Actriz nuna serie dramática.
En 1996 la so fama televisiva llevólu a presentar una serie documental pa la BBC titulada "Futuru fantásticu". Al marxe del so famosu personaxe, tamién probó suerte nel cine con dellos filmes.
En 1997 trabayó na película independiente "Chicago Cab"; en 1998 protagonizó la cinta "Xugando col corazón" xuntu a Sean Connery, Angelina Jolie, Ellen Burstyn y Anthony Edwards. Tamién trabayó na cinta "The Mighty" xuntu a Sharon Stone; en 1999 emprestó la so voz a Moru, unu de los personaxes centrales na cinta animada "La princesa Mononoke"; tamién participó na obra de Eve Ensler, "Los monólogos de la natura".
De nuevu protagonizó nel 2000 la película "La Casa de l'Allegría" xuntu a Eric Stoltz, una adaptación de Edith Wharton del direutor Terence Davies, onde ganó premios como'l National Society of Filme na categoría crítica a la meyor actriz; tamién el British Independent Filme Award a la meyor actriz y el Village Voice Filme Poll a la meyor actuación protagónica. En 2005 trabayó en más cintes como "The Mighty Celt", "A Cock and Bull Story" y la miniseie "Bleak House" pola que-y valió dos nominaciones una pal Emmy y l'otra pa un Globu d'Oru, en 2006 "L'últimu rei d'Escocia" xuntu a James McAvoy y "Straightheads" con Danny Dyer en 2007.
Gillian Anderson tuvo nomada a la Meyor Actriz nos Premios Lawrence Olivier 2010, pola so interpretación de Nora. N'abril de 2011 actuó na adaptación de la BBC, El pétalu Carmesí y el blancu como la señora Castaway. Tamién interpretó a Pamela Thornton na comedia "Johnny Inglés Renacer" y l'inolvidable Miss Havisham nuna adaptación de trés partes de la BBC, "Great Expectations" que s'emitió a finales d'avientu de 2011.
El 3 de febreru de 2012, dábase la noticia de que Anderson fuera escoyida pal papel principal de la nueva serie dramática de la BBC "The Fall". Esi mesmu añu recibió'l premiu a la "Excelencia Artística" nel festival Roma Fiction. Hai trabayando tamién na serie "Hannibal", interpretando a la Dra. Bedelia Du Maurier, psicoterapeuta de Hannibal Lecter. Dende marzu de 2014 participa nun papel protagonista na serie de la NBC, Crisis (TV series).
Mientres la grabación de la primer temporada de "The X-Files", Anderson empezó una relación con unu d'el direutores artísticos de la serie, Clyde Klotz, con quien se casó'l 1 de xineru de 1994, nuna ceremonia oficiada por un sacerdote budista en Hawai. Al poco tiempu de casase, quedóse embarazada, lo cual supunxo un problema, cuidao que ésti aspeutu nun podía ser incluyíu dientro de la trama de "The X-Files". Nun principiu los guionistes consideraron qu'esto yera lo peor que podía socede-yos, pero gracies a esta situación crearon l'arcu argumental más importante de la serie, la abducción de Scully. 
La primer fía de Anderson, Piper Maru, nació'l 25 de setiembre de 1994. Nel so honor, el ceador de la serie "X-Files", Chris Carter, y tamién padrín de la neña, tituló a unu de los capítulos de la serie col so nome. Anderson tatuar nel abdome la lletra inicial del nome de la so fía y tien un sánscritu hindi na so muñeca cola frase "tolos díes".
En 1996, la revista FHM's escoyó a Gillian Anderson como la "muyer más sexy del mundu". En 1997 foi escoyida como una de les "50 persones más belles del mundu" pola revista "People". En 2008, FHM's volvió nomala como una de les "100 muyeres más sexys del añu". 
Divorciar de Clyde Klotz en 1997, alcordando la custodia compartida de la so fía. El 29 d'avientu de 2004 en Kenia, casóse en segundes nupcies col periodista Julian Ozanne. N'abril de 2006 Anderson dixebrar de Ozanne.
En xunetu de 2006 anunció que taba embarazada del so segundu fíu del empresariu Mark Griffiths. El 1 de payares de 2006, en Londres, Anderson dio a lluz a Oscar, el so segundu fíu. Poco dempués de terminar el rodaxe de la secuela de la película de "", l'actriz anunció un nuevu embaranzu: el so tercer fíu y el segundu con Mark Griffiths, que nacería'l 15 d'ochobre de 2008 col nome de Félix.
Anderson participa como voceru de la NF, asociación del Reinu Xuníu pa la prevención de la neurofibromatosis, a la que sofita por haber teníu un hermanu afectáu por esta enfermedá y conocer de cerca'l problema. Amás, ye miembru de la xunta directiva de los "Artistes pa una nueva Suráfrica", y activista de ACTSA, "Acción pa África del Sur". Anderson ye tamién miembru activu de PETA, y sofita los derechos de los animales. En febreru de 2011, participó como narradora nun curtiumetraxe sobre material d'archivu recién sobre un pueblu indíxena aislláu. Tamién forma parte d'un grupu d'artistes internacionales (ente ellos, Colin Firth, impulsor del proyectu, Oona Chaplin, Natalia Tena y Vivienne Westwood) que sofiten la campaña de Survival International pa salvar a una de les tribus indíxenes más amenaciaes del mundu, los awás de Brasil.
El 7 d'agostu de 2012 Anderson anunció'l términu de la so relación de seis años con Mark Griffiths.
Harry Anderson
Harry Laverne Anderson (Newport, Rhode Island, 14 d'ochobre de 1952) ye un actor y magu d'Estaos Xuníos, principalmente conocíu pol so personaxe del xuez Harry Stone na sitcom de NBC Xulgáu de guardia.
Nacíu en Newport, Rhode Island, Anderson faía espectáculos de maxa en cállelo enantes de convertise n'actor. La so gran oportunidá llegó en 1984 cuando lu escoyeron pal papel del xuez Harold T. "Harry" Stone na serie de nueve temporaes Xulgáu de guardia (1984-1992). Ente 1981 y 1985 apaeció ocho veces nel programa Saturday Night Live, y foi un actor invitáu recurrente como Harry "the Hat" Gittes (Harry el sombreru) na sitcom Cheers. Tamién, na so faceta de magu, fixo numberoses apaiciones en programes de televisión, incluyendo'l programa "Harry Anderson's Sideshow" en 1987. En 1985 protagonizó un capítulu de la serie llamáu "All a Clone by the Telephone".
En 1990 foi unu de los protagonistes de la adaptación televisiva de la famosa novela de Stephen King, It, dirixida por Tommy Lee Wallace. De 1993 a 1997 protagonizó la sitcom Dave's World, basada llibremente na vida y les columnes humorístiques del columnista Dave Barry. Al pie del so vieyu amigu Turk Pipkin escribió un llibru llamáu "Games You Can't Lose: A Guide for Suckers, a collection of gags, cons, tricks and scams". Publicáu en 1989 y reimpreso en 2001, el títulu tamién contién una guía de "Xuegos que nun puedes ganar", vistu dende la perspectiva d'un magu profesional.
Anderson y la so muyer Elizabeth fueron dueños d'una pequeña tienda nel Barriu Francés de Nueva Orleans llamada "Sideshow" onde ufiertaba "maxa, intereses y apócrifes (nel sentíu de fabulosu)". Nel branu de 2005 tamién abrió un club nocherniegu, de nuevu nel Barriu Francés, llamáu "Oswald's Speakeasy", asitiada nel 1331 de la cai Decatur. Nel club, Anderson ufiertaba'l so propiu espectáculu llamáu "Wise Guy" (el sabicheru). 
En 2006 apaeció nel documental "Hexing a Hurricane", que trata sobre los seis meses posteriores al pasu del Furacán Katrina por Nueva Orleans. En agostu d'esi mesmu añu, Anderson y la so muyer tomaron la decisión d'abandonar Nueva Orleans pol amenorgamientu del turismu, la reelección del alcalde Ray Nagin y la depresión xeneral na que vivía la ciudá. Mercaron una casa en Asheville, Carolina del Norte y n'ochobre de 2006 vendieron la so casa de Nueva Orleans y el club Oswald's Speakeasy. 
En payares de 2008 interpretar a sigo mesmu nel capítulu "Una xunta d'amigos de Xulgáu de guardia" de la serie 30 Rock, al pie de los sos antiguos compañeros de Xulgáu de guardia Markie Post y Charles Robinson.
Herbert Anderson
Herbert Anderson (30 de marzu de 1917 – 11 de xunu de 1994) foi un actor teatral, cinematográficu y televisivu de nacionalidá estaunidense, probablemente más conocíu pol so papel de Henry Mitchell, el padre, na sitcom televisiva de la CBS "Dennis The Menace", serie basada na tira de prensa del mesmu nome de Hank Ketcham.
Nacíu en Oakland, California, tres dellos papeles menores en películes producíes por Warner Bros., Anderson consiguió la so gran oportunidá nel filme de 1941 "Navy Blues", protagonizáu por Martha Raye y Ann Sheridan, cinta a la que darréu siguieron "The Body Disappears" y "The Male Animal", nes cualos actuó con Henry Fonda y Olivia de Havilland. Otres de les sos películes más destacaes son "Battleground", "Give My Regards to Broadway", "Escuse My Dust", "Island in the Sky", "The Benny Goodman Story", "Kelly and Me", "Joe Butterfly", "My Man Godfrey", "I Bury the Living", "Sunrise at Campobello", "Hold On!" y "Rascal".
Anderson foi tamién actor teatral, con un trabayu considerable nel circuitu de Broadway, participando, ente otres pieces, en "The Caine Mutiny Court-Martial", na cual interpretó'l papel de Dr. Bird. Foi l'únicu intérprete de la obra teatral que tamién actuó na version cinematográfica, "The Caine Mutiny", protagonizada por Humphrey Bogart.
Sicasí, Anderson ye más conocíu poles sos actuaciones televisives. Amás del so papel protagonista en "Dennis the Menace", trabayó como artista convidáu en shows como "Crossroads", "The Many Loves of Dobie Gillis", "The Real McCoys", "Perry Mason", "The David Niven Show", "Mr. Adams and Eve", "Sea Hunt", "Alfred Hitchcock Presents", "My Three Sons", "The Bing Crosby Show", "El mio bella xeniu", "The Smothers Brothers Show", "The Cara Williams Show", "Petticoat Junction", "Bewitched", "Daniel Boone", "Los mios adorables sobrinos", "Adam-12", "Green Acres", "Batman", "Dragnet", "The Brady Bunch", "Audacia ye'l xuegu", "The Governor and J.J.", "Ironside", "Gunsmoke", "Nanny y el profesor", "The Jimmy Stewart Show", "The Smith Family", "The Rookies", "L'axente de CIPOL", y "The Waltons".
Herbert Anderson retirar de l'actuación en 1982, en sometiéndose a ciruxía cardiaca. Finó por causa de los entueyos d'un ictus en 1994 en Palm Springs, California. Los sos restos fueron encenraos y les cenices apurríes a los sos allegaos.
Loni Anderson
Loni Kaye Anderson (n. Saint Paul, Minnesota, 5 d'agostu de 1946) ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión. 
Ye mayormente conocida por haber interpretáu a "Jennifer Marlowe" na telecomedia "WKRP in Cincinnati" y por ser la ex muyer de Burt Reynolds (con quien tuvo en pareya ente 1988 y 1993).
Anderson ye fía de Carl K. Anderson y Maxine H. Kallin, y nació en Saint Paul (Minnesota) en 1946, anque delles fontes señalen 1945 como'l so añu de nacencia. Según lo qu'ella cunta na so autobiografía, "My Life in High Heels" (n'asturianu, "La mio vida en tacones altos"), el so padre diba llamala orixinalmente "Leiloni", pero depués decidió pone-y a cencielles "Loni".
El so más famosu rol actoral foi la interpretación de la recepcionista Jennifer Marlowe na telecomedia "WKRP in Cincinnati". La so fotografía en bikini convertir n'unu de los pósters más vendíos de la década del '70.
Poco dempués de la so separación con Reynolds, empezó a apaecer regularmente na última temporada de la sitcom de la NBC "Nurses" (1993 - 1994). Trabayó tamién en delles películes. Compartió elencu con estrelles como Arnold Schwarzenegger o Lynda Carter. Con ésta última facer na serie televisiva "Partners in Crime" (1984). 
En 1998 foi l'antagonista na película infantil "3 ninjas na Megamontaña".
Loni Anderson fixo una serie de caméus en shows televisivos a fines de los años '90 y principios de los 2000.
Anderson tien dos fíos: una fía, Deidra Hoffman (del so primer matrimoniu), que vive en California; y un fíu, Quinton Anderson Reynolds (nacíu'l 31 d'agostu de 1988), qu'adoptaron xuntu a Burt Reynolds cuando entá yeren pareya.
El 17 de mayu de 2008, Anderson casóse con Bob Flick, unu de los miembros fundadores de la banda de música folk "The Brothers Four". A la ceremonia asistieron amigos y familiares, incluyíu'l so fíu Quinton Reynolds.
Pamela Anderson
Pamela Denise Anderson (Ladysmith, Columbia Británica, 1 de xunetu de 1967) ye una actriz y modelu de glamour canadiense. Ye conocida por interpretar al salvavides C.J. Parker na serie de televisión Los vixilantes de la sablera ("Baywatch", 1992-1997). Coles mesmes participó en películes, comercial de televisión comerciales, comedies de situación y programes de telerrealidad. A lo llargo de la so carrera posó en delles ocasiones pa la revista "Playboy".
Anderson nació en Ladysmith (Columbia Británica), una población a 90 km al noroeste de Victoria, Columbia Británica, fía de Carol, una camarera, y de Barry Anderson, reparador de fornos. El so bisagüelu, Juho Hyytiäinen, yera finlandés, nativu de Saarijärvi, y foise de Finlandia en 1908, camudando'l so nome a Anderson cuando llegó como inmigrante. Anderson tien ancestros holandeses per parte de la so madre.
La recién nacida Anderson ganó fama como la "Ñácaru del Centenariu" de Canadá, porque se pensaba qu'ella fuera la primer ñácaru nacida en Día del Centenariu de Canadá (nació a les 4:08 de la mañana). Sicasí, el "Campbell River Upper Islander" del 5 de xunetu de 1967 informó d'un ñácaru nacíu dos hores enantes el mesmu Día de Canadá. Dempués de la so nacencia, los sos padres y el so hermanu, Gerry Anderson, camudar al pueblu de Comox con Pamela.
Dempués de la so graduación na "École Highland Secondary School" en 1985, Anderson camudar a Vancouver y trabayó como instructora de ximnasia. Mientres el branu de 1989, Pamela foi colos sos amigos a un partíu de los "Leones de Columbia Británica" nel "BC Presta Stadium"; en dalgún momentu mientres el partíu de fútbol amosar na pantalla del estadiu con una camiseta de "Labatt", una marca de cerveza canadiense, causando que l'ensame glayara. Facer baxar al campu pa recibir una ovación del ensame. "Labatt" ufiertó-y un contratu de modelu y ella aceptó. A finales de 1989, Pamela decidió posar pa la revista erótica "Playboy": Ella apaeció na portada n'ochobre de 1989 (acreditada como Pamela Anderson Ilicic) y decidió camudase a Los Angeles pa siguir la so carrera de modelu. Foi "playmate" en febreru de 1990 y apaeció en "Playboy" munches vegaes (12) na década de 1990 y na siguiente.
En camudándose a la ciudá de Los Angeles en 1990, Anderson empezó a participar n'audiciones pa programes televisivos. A finales de 1990 apaeció nun episodiu de la serie televisiva "Charles in Charge", tituláu «Teacher's Pest». Darréu participó en dos capítulos de la comedia de situación "Married... with Children", llamaos «Al With Kelly» y «Route 666: Part 2».
En 1991 foi contratada pa representar un papel secundariu na serie "Home Improvement". Sicasí, el so saltu a la fama internacional producir en 1992, cuando empezó a interpretar el papel del salvavides C.J. Parker nel programa televisivu "Baywatch". Abandonó "Home Improvement" dempués de dos temporaes, siguió col so trabayu en "Baywatch" hasta 1997. El so desempeñu nesta última serie valió-y pa ser una de les actrices meyor pagaes de la televisión. Mientres esi periodu tamién protagonizó la película "Barb Wire" (1996), que recibió crítiques mayormente negatives y comercialmente nun-y foi bien, y realizó apaiciones especiales en programes televisivos como "Days of our Lives", "The Nanny" (nos episodios titulaos «Danny's Dead and Who's Got the Will?» y «The Heather Biblow Story») y "Saturday Night Live".
En septiembre de 1998, Anderson volvió a la televisión con una nueva serie, titulada "V.I.P." (1998-2002), onde representó'l papel de Vallery Irons. Dichu papel ayudar a amosase como una actriz de comedia, y el programa llegó a un total de cuatro temporaes.
En marzu de 2001, una intrusa, Christine Roth, foi arrestada mientres dormía nun cuartu d'invitaos de la casona de Pamela. Namái se-y acusó de mala conducta por invadir propiedá ayena y non del crime más grave d'acoso. Roth declaróse culpable del cargu d'entrar ensin permisu na propiedá y foi deportada al so país d'orixe, Francia.
En 2004, Pamela tornó al mundu del espectáculu. En mayu d'esi añu, apaeció desnuda na portada de la revista "Playboy." Más tarde, posó desnuda pa les revistes "Stuff" y "GQ." Munchos notaron que'l tamañu de los sos senos yera más grande que nes fotografíes de 2003.
Anderson convirtióse nuna ciudadana naturalizada de Estaos Xuníos el 12 de mayu de 2004, mientres caltenía la so ciudadanía canadiense pa sofitar a los sos padres (o siquier a la so madre) con una "tarxeta verde". Vivió en California Meridional dende 1989. L'actriz faló con frecuencia sobre la so vida privada. Nuna visita al programa de David Letterman, en 2004, dixo que nun tuviera noviu por un tiempu; y cuando Letterman preguntó-y cómo taba sobrollevándolo, respondió: «"There's not a square corner left anywhere in my house!"» («"¡Nun queda nenguna esquina en tola mio casa!"»). Esta frase, qu'alude a una técnica de masturbación, dexó a Letterman arreboláu y ensin palabres, mientres el públicu glayaba.
Pamela Anderson destacar pol enorme volume artificial de los sos pechos.
En 2004, Pamela Anderson publicó'l llibru "Star", coescrito xuntu col autor Eric Shaw Quinn, nel qu'ella describe a una adolescente que fai distintes coses p'algamar la fama. Dempués, empezó a percorrer Estaos Xuníos, roblando autógrafos pa los almiradores nes tiendes "Wal-Mart" en tol país. El so segundu llibru, la remortina "Star Struck", publicáu en 2005, ye una güeyada apenes tapada de la so vida con Tommy Llee y sobre el duru trabayu na vida de les celebridaes.
En xineru de 2005 Anderson confesó que tenía nuevos implantes de senu, asegurando que nun se sentía igual ensin ellos. Anderson tamién confirmó que los nuevos implantes yeren inda más grandes que los anteriores.
El 13 d'abril de 2005, Anderson protagonizó una comedia de la canal FX, llamáu "Stacked", onde encarnaba a Skyler Dayton, una animadora de fiestes que va trabayar nuna llibrería. "Stacked" foi atayáu'l 18 de mayu de 2006, dempués de dos temporaes, anque dellos episodios nun salieren al aire. El 14 d'agostu, "Comedy Central" creó'l pa honrar al símbolu sexual de la década anterior. Mientres el so discursu final nel Roast, Pamela referir a los sos pechos como «"Panchu and Lefty"».
N'avientu de 2005, "NBC" censuró un reportaxe de Anderson baillando ensin suxetador el cantar "The Red Pianu" de Elton John. NBC dixo que la cinta yera desaveniente pal horariu estelar. El videu con Pamela amosar n'enormes pantalles mientres Elton John taba tocando un cantar. Anderson taba ensin sosten, pero con unes estrelles pintaes nos sos senos. En marzu de 2006, anuncióse que Anderson recibiría una estrella nel "Paséu de la Fama" de Canadá gracies a los sos años como modelu y actriz. Ye la segunda modelu que recibe una estrella. N'abril de 2006, Anderson foi anfitriona de los "Juno Awards" de Canadá, siendo la primer estrella non cantante y modelu en faelo.
En 2006, na película "Borat!", del direutor Larry Charles, méntase enforma a Pamela Anderson porque'l personaxe principal de la película busca raptala y casase con ella. Anderson apaez en persona a la fin de la película engarrada con Borat nuna escena de secuestru. Ella empezó consecutivamente a grabar una comedia, "Blonde and Blonder".
Dende'l 1 de xunu de 2007 apaez como ayudante en "La guapura de la maxa", l'espectáculu del ilusionista holandés Hans Klok en Les Vegues.
Anderson ye vexetariana, defensora de los derechos animales y miembru activu de la organización Persones pol Tratu Éticu de los Animales (PETA), con quien participó en diverses campañes. Volvióse vexetariana nel empiezu de la so adolescencia cuando vio al so padre matar un animal qu'había cazáu.
En 1999, Anderson recibió'l premiu Linda McCartney pol so desempeñu na campaña contra l'usu de piel. En 2003, Pamela esnudar pa la campaña publicitaria "Prefiero tar esnuda qu'usar pieles" (""I'd Rather Go Naked Than Wear Fur"") de PETA.
El so llabor activista mundialmente conocida ye la entamada en contra de Kentucky Fried Chicken, argumentando que: "Lo que KFC fai con 750 millones de pollos cada añu nun ye civilizáu nin aceptable" (""What KFC does to 750 million chickens each year is not civilized or acceptable""). Realizó un videu denunciando a KFC pol hacinamiento y maltratu de los pollos pa KFC.
En xineru de 2006, Pamela solicitó al gobernador de Kentucky, retirar el bustu del Coronel Sanders, fundador de KFC, pero'l so pidimientu foi refugada. N'abril de 2007, Pamela unvió un videu al presidente de KFC en Exiptu, pidiéndo-y ameyorar la forma en que los pollos pa los sos restoranes, son criaos y sacrificaos.
Tamién fixo campaña contra la caza de foques na so Canadá natal. En marzu de 2006, Pamela solicitó falar col Primer Ministru de Canadá Stephen Harper sobre la caza añal de foques nesi país. El so pidimientu foi refugada. En mayu de 2006 entrevistó a individuos aleatorios na cai sobre la so opinión sobre la caza de foques canadiense.
En xunetu de 2010 foi censurada en Canadá por cuenta de una campaña de PETA na que se vía a Pamela nuna fotografía na qu'el so cuerpu desnudu ta marcáu de la mesma forma na que marquen a los bovinos mientres el despiece.
Amás de la so fama como actriz y modelu, Pamela recibió muncha atención de la prensa pola so bien conocida vida personal. Les sos relaciones fueron titulares en revistes del mundu del espectáculu per años. Casóse col famosu roqueru Tommy Llee, de Mötley Crüe, el 19 de febreru de 1995, dempués de conocelo por namái 96 hores, y tuvieron dos fíos, Brandon Thomas Lee (6 de xunu de 1996) y Dylan Jagger Lee (29 d'avientu de 1997). Mientres esti matrimoniu, conocíase-y profesionalmente como Pamela Anderson Llee.
Pamela enantes de dixebrase definitivamente, pidiera'l divorciu en dos causes, pero volvía reconciliase. El 25 de febreru de 1998, Pamela denunció a Tommy por abusu. A otru día, Anderson pidió'l divorciu. El 28 de febreru de 1998 el divorciu foi oficial. Tommy foi sentenciáu a seis meses de prisión. En mayu, él tuvo que dir a terapia de control de roxura y pagar los honorarios de los abogaos de Pamela.
En marzu de 2002, Anderson aseguró públicamente que contraxera'l virus hepatitis C de Llei (por compartir aguyes de tatuar) y empezó a escribir una columna periódica pa la revista estaunidense "Jane" pa rapaces nueves. N'ochobre de 2003, Anderson dixo sarcásticamente nel programa de radiu de Howard Stern que nun esperaba vivir más de diez o quince años, pero esto se malentendió y dellos tabloides y sitios d'Internet tomar en serio. Ella, sicasí, almitió ante los periódicos qu'entá tenía sexu de cutiu con él dende'l divorciu.
Un videu sexual caseru de la lluna de miel de Pamela Anderson y Tommy Lee foi robáu del so llar y fixo enforma movición al apaecer en Internet. Anderson demandó a Internet Entertainment Group, la compañía d'Internet que distribuyía'l videu. N'última instancia, les cortes concediéronlos 1.5 millones de dólares a Anderson y Llee, más los honorarios de los abogaos.
La popularidá y la aprovechabilidad del videu provocaron un minigénero dientro de la industria pornográfico y dende entós munchos vídeos de sexu caseru publicáronse n'Internet y en DVDs o VHSes (dacuando cola cooperación del participante). Una segunda cinta, fecha primero que la de Llei, qu'arreya a Anderson y al músicu Bret Michaels de Poison, distribuyóse más tarde por Internet. Fotogrames del videu apaecieron per primer vegada publicaos na revista "Penthouse."
Dende'l divorciu, foi prometida del modelu Marcus Schenkenberg y del roqueru Kid Rock (Robert J. Ritchie). Dixebrar de Schenkenberg en 2001 y de Rock en 2003. Anuncióse'l 18 de xunetu de 2006 qu'ella se casaría con Kid Rock el 29 de xunetu nun yate cerca de St. Tropez, Francia. "Feels like I've been stuck in a time warp," dixo Anderson nel so blogue. "Not able to let go of MY family picture… it's been sad and lonely and frustrating… I've raised my kids alone in hope of a miracle. Well my miracle came and went. And came back and back because he knew that I'd wake up one day and realize that I was waiting for nothing"; "I'm moving on," ella declaró. "I feel like I'm finally free… I'm in love."
Ella punxo la so casa de Malibu, California, en vienta pa camudase a un llugar priváu. Nuna entrevista con Gabriel Maynard, Anderson aseguró: "I don't know why people consider me stupid, I'm actually really smart" ("Nun sé por qué la xente considérame estúpida. Realmente soi bien llista.")
Pamela tuvo un romance col actor Stephen Dorff, pero agora son namái amigos. Anderson tamién tuvo relaciones con Scott Baio, coprotagonista de "Baywatch", con David Charvet y col músicu Bret Michaels de la banda Poison. Tamién tuvo presuntes aventures amoroses con dellos homes famosos incluyendo a Dean Cain, Sylvester Stallone, el surfista Kelly Slater, Ben Affleck, Fred Durst y el famosu Eric Nies de la telerrealidad.
En 2003, Anderson fíxose la vocera célebre de la "American Liver Foundation" ("Fundación Hepática Estaunidense") y promocionó el recaldador de fondos de la xira de motocicletes SOS n'ochobre. Tamién reveló que foi la más promiscua de les sos amigues y que, mientres toes suañaben con tener noviu, ella realizaba felaciones a mozos que casi-y doblar la edá.
Sam Anderson
Sam Anderson ye un actor estauxunidense, nacíu en Dakota del Norte. Mientres principios de los años 1970, enseñó drama nel Colexu de Valle d'Antílope, en Lancaster, California. Él y la so esposa son padres de ximielgos.
Sam tien una filmografía variada na televisión, habiendo fechu papeles en delles series de TV, como: "St. Elsewhere, Les Moces d'Oru, Hill Street Blues, 21 Jump Street, Magnum PI, Growing Pains, Perfect Strangers, , Picket Fences, The Stand, Alien Nation, Millennium, Ángel, Sala d'Urxencies, The X-Files y Friends," anque'l so papel más conocíu ye'l de Bernard Nadler na serie "Lost".
White * "WKRP in Cincinnati" --- Agent Berwick (4 episodios, 1979-1981)
Keith Andes
Keith Andes (12 de xunetu de 1920-11 de payares de 2005) foi un actor teatral, radiofónicu, cinematográficu y televisivu de nacionalidá estaunidense.
El so verdaderu nome yera John Charles Andes, nació en Ocean City, Nueva Jersey, y a los 12 años d'edá yá actuaba na radio.
Nos sos años d'estudios na Upper Darby High School, Andes trabayó na radio cantando y actuando. Tamién estudió na Universidá d'Oxford y graduóse na Universidá de Temple, en Filadelfia, en 1943 con un títulu n'educación. Amás, estudió voz nel Conservatorio de Música de Filadelfia. Empecipió la so carrera como actor teatral nel circuitu de Broadway mientres sirvía nes Fuerces Aérees del Exércitu de los Estaos Xuníos mientres la Segunda Guerra Mundial.
La so primer actuación cinematográfica foi un pequeñu papel nel filme "Winged Victory" (1944), dempués de lo que fixo otra pequeña interpretación en "The Farmer's Daughter", cinta protagonizada por Loretta Young, y gracies a la cual ella ganó'l Óscar a la meyor actriz. En 1947 Keith Andes recibió'l premiu Theater World pol so debú en "The Chocolate Soldier", protagonizando dempués "Kiss Me, Kate", obra na que tomó'l papel qu'interpretaba Alfred Drake. 
En 1952 actuó como'l noviu de Marilyn Monroe y hermanu de Barbara Stanwyck nel filme de cultu "Clash by Night", dirixíu por Fritz Lang y coescrito por Clifford Odets. Tamién actuó con Robert Newton en "Blackbeard the Pirate", y en 1958 foi'l Superintendente de Policía de Luisiana Francis Grevemberg na película "Damn Citizen". Nesta última producción trabayaba xuntu a Margaret Hayes y Gene Evans.
Pa la televisión, intervieno nun show policial de curtia trayectoria, "This Man Dawson" (1959-1960). Amás, foi un detective aficionáu na sitcom de 1963 de Desilu Porductions pa la CBS "Glynis", protagonizada por Glynis Johns. Al añu siguiente foi artista convidáu de la sitcom de Mickey Rooney "Mickey", emitida pola ABC.
Andes actuó en 1960 xuntu a Lucille Ball nel musical representáu nel circuitu de Broadway "Wildcat", y más palantre na sitcom que l'actriz interpretó nos años sesenta, "The Lucy Show". Tamién trabayó en xira interpretando a Miguel de Cervantes/Don Quixote na obra "L'home de La Mancha." Nos últimos años de la so carrera interpretativa intervieno en series televisives como "Cannon", "Death Valley Days", "Daniel Boone", "I Spy", "The Andy Griffith Show", "The Rifleman", "Perry Mason" (episodiu "The Case of the Skeleton's Closet"), "" (episodiu ""), y "Buck Rogers in the 25th Century" (episodiu "Buck's Duel to the Death"). 
Dientro de la so carrera interpretativa, Andes foi tamién actor de voz, pudiéndose-y oyer na producción "Birdman y el tríu galaxa" (1967). Nos sos últimos años actuó como actor cinematográficu nes cintes "Xusticia pa toos" y "Tora! Tora! Tora!".
Andes foi atopáu muertu na so casa de Santa Clarina (California). Sufría un cáncer de bixiga y otres dolencies que lu llevaron a suicidase por afuega, según un informe del Departamentu Forense del Condáu de Los Ánxeles. Tenía 85 años d'edá.
Sobreviviéron-y el so dos fíos, Mark Andes (músicu de bandes como "Spirit", "Jo Jo Gunne" y "Heart") y Matt Andes (otru músicu, tamién intérprete, mientres un curtiu tiempu, de Spirit).
Andre Holland
André Holland (28 d'avientu de 1979, Bessemer, Alabama) ye un actor estaunidense que participó n'obres de teatru, películes y televisión. Apaeció na comedia de la NBC "1600 Penn" como Marshall Malloy y encarnó a Wendell Smith na película de 2013 "42".
Nació'l 28 d'avientu de 1979. Asistió a la Universidá Estatal de Florida y a la Universidá de Nueva York y realizó un Máster en Belles Artes nesa mesma universidá en 2006. La so primer actuación foi en "Oliver" nel Birmingham Summerfest Theatre con once años.
De magar, Holland actuó n'ensame d'obres de teatru. En 2006, interpretó a tres personaje (Simon, Rex and Jesse) en "Blue Door" y Charles Isherwood del "The New York Times" fixo una bona crítica del so trabayu. En 2008, encarnó a Eric en "Wig Out!".
En 2011, actuó como Julian 'Fitz' Fitzgerald na comedia de la NBC "Friends with Benefits".
Dende'l 2014 Holland apaez al pie de Clive Owen na serie "The Knick."
Dana Andrews
Dana Andrews (1 de xineru de 1909 - 17 d'avientu de 1992) foi un actor d'Estaos Xuníos.
Carver Dana Andrews nació nuna granxa de Collins (Condáu de Covington, Misisipi, EE. UU.). Yera'l terceru de los trelce fíos que tuvo'l reverendu baptista Charles Forrest Andrews y la so muyer Annis. La familia treslladóse a Huntsville (Texas). Ellí'l mozu Carver acabaría los sos estudios y estudiaría alministración en Houston, trabayando mientres una temporada na empresa Gulf & Western.
En 1931, Dana viaxa a Los Angeles, California pa buscar oportunidaes como cantante. Realizó distintos trabayos pa sobrevivir, como dependiente nuna gasolinera en Van Nuys a la espera d'una oportunidá. ésta llegó-y gracies a unu de los sos veceros que-y pagó les clases d'ópera y del Pasadena Playhouse, una prestixosa escuela d'arte dramático. En 1940, Andrews robla un contratu con Samuel Goldwyn y lléganos el so impresionante debú na película de William Wyler "El foresteru" protagonizada por Gary Cooper y Walter Huston.
Nestos primeros años, Andrews intervieno en delles de les películes consideraes referentes del cine norteamericanu de los años cuarenta. Asina, el nome de Andrews ye habitual en "Bola de fueu" (1941) de Howard Hawks, encantadora actualización del cuentu infantil "Blancanieves y los siete naninos" al pie de Gary Cooper y Barbara Stanwyck; "Agües pantanoses" (1941) de Jean Renoir con Anne Baxter, "La ruta del tabacu" (1941) de John Ford xuntu a Gary Cooper y Gene Tierney o'l maraviyosu western "L'incidente Ox-Bow" (1943) de William A. Wellman.
Pero ensin dulda, sería la so intervención na película "Laura" (1944) de Otto Preminger la que-y catapultó escontra la fama. Un estrellalgu que se confirmaría en 1946 col so papel de Fred Derry na tan memorable como oscarizada "Los meyores años de la nuesa vida" de William Wyler. Ente dambes protagonizó, en 1945, tamién para Otto Preminger, el filme "Fallen Angel", de menor repercusión.
Mientres la guerra participó en dalgunos de los clásicos del xéneru bélicu ("The purple heart", "Nales y una plegaria" o "A walk in the sun"), bonos westerns y aventures ("Tierra arrogante", "Agües fondes"), comedies con estilu ("La feria del Estáu") o melodrames con toques de cine negru ("Ángel o diablu", "Daisy Kenyon", "El xusticieru"), pasando depués al thriller cola guerra fría como tema de fondu ("El telón d'aceru") 
Nos años cincuenta, empezaría cola escelente "En cantu del peligru" (1950), una intriga criminal dirixida por Otto Preminger. Pero l'alcoholismu y la mala elección de los papeles fixeron que la so carrera cayera en picáu. Ello ye que los problemes d'alcohol de Andrews casi-y cuesten la vida en dos accidentes de coche.
Con esta serie d'escándalos, Andrews viose forzáu a realizar papeles secundarios en películes de serie B. De toes formes, entá fadría películes d'induldable valor como "Tres hores pa vivir" (1954, Alfred Werker), xuntu a Donna Reed; "La sienda de los elefantes" (1954, William Dieterle) con Elizabeth Taylor; "La pelirroxa cerbuna" (1955, Mervyn LeRoy), actuando con Greer Garson; "Mientres Nueva York duerme" (1956) de Fritz Lang, con Vincent Price y Rhonda Fleming, "Más allá de la dulda" (1956, de Fritz Lang, al pie de la inolvidable Joan Fontaine) o "La nueche del demoniu" (1958), una correcta película de terror del maestru Jacques Tourneur.
Mientres los años sesenta, Andrews siguiría trabayando darréu en trabayos pa televisión y películes cinematográfiques d'escasa categoría, anque como secundariu pudo aportar a superproducciones béliques como estrella convidada: "Primer victoria" (1965) xuntu a Kirk Douglas y John Wayne; "La batalla de les ardenas" (1965), con Henry Fonda; o "La brigada del diañu" (1968) con William Holden y Cliff Robertson. D'esta última etapa profesional destaca nel so papel de presidente de colexu Tom Boswell na serie de la NBC "Bright Promise" (1968-72).
En 1972, dempués de superar los problemes d'adicción al alcohol, convertir n'unu de los intérpretes cinematográficos más activos nel enfotu de convencer a la mocedá de que s'estremara del consumu escesivu de bébores alcohóliques y foi unu de los primeros personaxes famosos que faía públicu'l so ingresu na organización de los Alcohólicos Anónimos. Apaeció, a lo último, en "D'oriente a occidente pa matar" xuntu a Stanley Baker y Geraldine Chaplin, "L'últimu magnate" (1976) de Elia Kazan, y "Los valientes visten de negru" (1978) xuntu a Chuck Norris.
No que fai a la so vida privada, Dana Andrews casóse en dos causes, la primera en 1932 con Janet Murray, de la que enviudó en 1935 y d'últimes cola actriz Mary Todd en 1939, a la que dexó vilba en 1992.
Nos últimos años de la vida de Andrews, diagnosticóse-y la enfermedá del Alzheimer y en 1992 finó por causa de una neumonía.
Michael Angarano
Michael Anthony Angarano, Jr. (nacíu'l 3 d'avientu de 1987, en Brooklyn, Nueva York) ye un actor d'Estaos Xuníos y personalidá de la televisión.
Angarano nació en Brooklyn, Nueva York, el fíu de Doreen y Michael Angarano P. Ye de ascendencia Italiana. La so familia ye propietaria y opera tres estudios de danza con ésitu, dos en Nueva York (Brooklyn y Staten Island ) y unu en California (Los Angeles) llamaos "Dancie Reflections". La so madre ye la propietaria y direutora de los trés. Kristen, la so hermana mayor, ye la co-direutora del estudiu de Los Angeles y ye la encargada de los estudios de Nueva York. La so hermana menor Erica enseña nel estudiu de Los Angeles, ente que garrasti a la Universidá Estatal de San Diego. Angarano graduóse na Escuela Carmelitana d'Alta Crespi en 2005 y anguaño cunta con un apartamentu en Sherman Oaks, en Los Angeles.
En 2000 tuvo un pequeñu papel na película "Casi famosos". El so primera gran papel foi en "Little Secrets", xuntu a Evan Rachel Wood y David Gallagher. Nel 2003 apaeció na película de TV , grabada por Nickelodeon, llamada "Maniac Magee"; y nel fai'l "roll" del protagonista. En 2004 apaeció na versión cinematográfica de la novela "Speak'. Angarano tamién participó na película "Sky High" y "Los amos de Dogtown", estrenada en 2005. 
Protagonizó la comedia de llarga duración "Will & Grace" onde apaeció como "Elliott", el fíu de Jack McFarland (Sean Hayes). Entró na serie como un neñu de 12 años que pasó dellos años en busca del so verdaderu padre.
En 2007, apaeció en cuatro episodios, de la temporada 6, de la esitosa serie "24" como "Scott Wallace", un adolescente secuestráu por un terrorista. En "Snow Angels" (2007), del direutor David Gordon Green, Michael interpreta a un adolescente frente a l'allegría y el tracamundiu del primer amor. La relación ente'l personaxe de llicitación de Michael ("Arthur") y Olivia Thirlby (Lila) atopar nel corazón d'esta innovadora película. 
En 2008 participó de la collaboración largamente esperada ente los maestros d'artes marciales Jackie Chan y Jet Li en "El Reinu Prohibíu". Nesta película Mike ye "Jason Triptikas" un adolescente, de 17 años d'edá, aspirante a guerreru de kung fu que, dempués d'una humillante derrota a manos d'una peada caleyera, ye unviáu tras nel tiempu a l'antigua China nuna misión imposible pa lliberar al Rei Monu que s'atopa encarceláu p'asina volver al so mundu.
En Gentlemen Broncos (2009), dirixida por Jared Hess (Napoleon Dynamite), Mike interpreta a un autor nuevu que garrasti a un campamentu d'escritores de ciencia ficción onde afaya que la so idea foi robada. El co-protagonista de Angarano en "Snow Angels", Sam Rockwell, interpreta'l personaxe principal nel llibru del personaxe de Mike. La película estrenar n'ochobre de 2009.
Angarano interpretó a "Sam Davis" na película Ceremony (2010), empobinada y escrita por Max Winkler. Nesta comedia una muyer (Uma Thurman) ta a puntu de casase col so pretendiente británicu cuando un almirador namoráu nuevu (Michael) intenta romper la boda. Píde-y a'l so meyor amigu (Reece Thompson) ayuda na misión. Tres el so estrenu mundial nel Festival Internacional de Toronto, la película foi recoyida por Magnolia Pictures para EE.XX. teniendo'l so estrenu en cines el 8 d'abril de 2011.
En 2011 interpretó a Scott en Haywire (enantes "Knockout") dirixida por Steven Soderbergh. La repartida estelar inclúi a Michael Douglas, Michael Fassbender, Ewan McGregor, Bill Paxton, Channing Tatum, y Antonio Banderas. Gina Carano interpreta a una espía que tien un adolescente so la so nala (Michael) na busca de vengación contra un compañeru d'equipu que se volvió adversariu. La película de $ 25 millones rodar en Dublín, España, Turquía, y Nuevu México. Haywire estrenar nos cines al traviés de Overture Films en 2011.
Michael estrenó dos películes nel Festival de Cine de Sundance 2011. Una d'elles foi The Art of Getting By (estrenada primeramente como "Homework") escrita y empobinada por Gavin Wiesen. La película cunta la hestoria de "George" (Freddie Highmore), un estudiante de la escuela bien intelixente, pero solitariu, que nun cree en nada hasta que entabla una amistá con "Sally" (Emma Roberts), la moza que naguó por dende l'otru llau de l'habitación. Michael interpreta "Dustin", un artista d'ésitu local que toma George so la so nala. Tamién protagonizada por Elizabeth Reaser, Rita Wilson y Blair Underwood. The Art of Getting Byfue una de les 16 películes escoyíes pa la competencia de EE.XX. Dramática de Sundance de 1.102 presentaciones. Dempués de la so primer proyección, foi adquirida por Fox Searchlight pal branu de 2011. 
L'otru filme estrenáu foi Red State un thriller escritu y empobináu por Kevin Smith (Escorriendo a Amy). Trés adolescentes atopar con un anunciu personal en llinia d'una muyer mayor en busca de sexu grupal. Pero lo qu'empieza como una fantasía termina nun xiru escuru cuando s'atopen de frente con una fuerza tarrecible fundamentalista con una axenda mortal. Angarano interpreta a "Travis". Co-protagonizada por Kyle Gallner, Michael Parks, Stephen Root, John Goodman, y Kevin Pollak, xuntu col so co-estrella en "Black Irish', Melissa Leo y el so compañeru de repartu en Sky High, Nicholas Braun.
Vamos Poder atopar a Angarano n'otres películes como: "Bondage", "Black Irish", "Man in the Chair", y "The Final Season".
Angela Marie Bettis
Angela Marie Bettis, (Austin, Texas, 9 de xineru de 1973), ye una actriz d'Estaos Xuníos destacada pola so interpretación de Carrie White , en "Carrie", onde actuó xuntu a Patricia Clarkson y Emilie de Ravin. Protagonizó con muncho ésitu la película "May", del añu 2002 onde actuó xuntu a Jeremy Sisto y James Duval. Protagonizó tamién La masacre de Toolbox, interpretando a Nell Barrows. El so debú nel cine foi nel añu 1993, na película "La novicia", orixinalmente llamada "Storia di una capinera", en Italia.
Angela Marie Bettis, conocida como Angela Bettis, nació en 1973, en Estaos Xuníos. Ye fía de Mary Linn y Joshep Bettis. Estudiu nel institutu Westlake de Texas; a los 20 años en 1993, dirixir a Italia pa protagonizar la so película debú, "Storia di una capinera (película)", dirixida por Franco Zeffirelli y onde actuó xuntu a Johnathon Schaech y Vanessa Redgrave, .
Depués asistió a The Musical americanu, y más tarde a una Academia dramática nos noventas; tamién estudiu en Nueva York la carrera d'actuación y teatru, afalada pola so madre. Más tarde convirtióse nuna estrella na película "The last best sunday", en 1999, pero enantes actuó en Inocencia atayada, interpretando a Janet Weber, una anorexica. Esta película foi vista en munchos países, protagonizada por Winona Ryder y Angelina Jolie.
Depués nel añu 2002, realizó una obra de teatru sobre Les bruxes de Salem, interpretando a Abigail Williams, xuntu a Laura Linney. Más tarde, convirtióse nuna actriz esitosa pol so trabayu en películes de xéneru terror. Nel añu 2002, actuó na película Carrie, una versión actualizada de la novela de Stephen King, siendo ella la protagonista y actuando con Patricia Clarkson y Emilie de Ravin. Depués trabayó en May, interpretando a May Dove Canady, una moza que nunca conoció l'amor o l'amistá, pero dempués de tantos refugos y humildaciones, ella toma vengación. Esta foi dirixida por Lucky McKee, con quien Bettis sostuvo una relación. Nesta película, llogró numberosos premios; actuó xuntu a Jeremy Sisto, James Duval y Anna Faris. Lucky McKee tamién trabaya con Angela Bettis nos sos curtiumetraxes, vídeos curtios, y na serie de terror Masters of Horror, nel episodiu "Metamorfosis" onde tienen problemes con insectos de gran tamañu.
Nel añu 2004, Bettis protagonizó La masacre de Toolbox, col papel de Nell Barrows, xuntu a Juliet Landau.Ésta foi dirixida por Tobe Hooper, esitosu por The Texas Chain Saw Massacre en 1974.
Nel añu 2006, Bettis realizó'l so debú como direutora con Roman (película), onde actúa'l mesmu Lucky McKee y Kristen Bell.
Angela Bettis, tamién trabayó como productora, empecipiando nel añu 2009, na empresa Mo-Freek, una propiedá de Kevin Ford quién, dizse, ye la so pareya na actualidá.
Angela Bettis, amás compunxo delles melodíes musicales, para May (película) nel añu 2002, que se calificó como'l cantar principal de la película, y pa "The circle" nel añu 2005.
Sharon Angela
Sharon Angela ye una actriz d'Estaos Xuníos, mayormente conocida pola so interpretación de Rosalie Aprile na serie "The Sopranos".
Trabayó en delles películes como "", "On the Run", "Two Family House", "Confessions of a Dangerous Mind" y "Court Jesters". Tamién trabayó en televisión, en series como "Law & Order" y "". Mientres la sesta temporada de "The Sopranos", Angela pasó de ser convidada a realizar un personaxe habitual de la serie, Rosalie Aprile, la vilba de Jackie Aprile, y bien carcana a Carmela Sopranu.
Amás hai coescrito la película "The Collection" y co-empobináu "Made in Brooklyn". Tamién trabayó como actriz de voz interpretando a Angie Pegorino nel videoxuegu "Grand Theft Autu IV".
John Aniston
John Anthony Aniston (nacíu como Giannis Anastasakis, 24 de xunetu de 1933) ye un actor d'Estaos Xuníos, orixinariu de Grecia. Ye más conocíu pol so papel de Victor Kiriakis na serie de NBC "Days of Our Lives", dende 1985. Aniston ye padre de la reconocida actriz Jennifer Aniston.
Aniston nació como Giannis Anastasakis (griegu: Γιάννης Αναστασάκης) en Chania na isla de Creta, Grecia, fíu de Joanne Stella (1 d'ochobre de 1899 - 7 de payares de 1992) y Antonios Anastasakis (17 de xineru de 1889 - mayu de 1965). Los sos padres emigraron a los Estaos Xuníos cuando Aniston tenía dos años, y abrióse un restorán en Chester, Pennsylvania. 
Graduóse na Pennsylvania State University con una llicenciatura n'Artes Teatrales, sirvió na Marina d'Estaos Xuníos como oficial d'intelixencia en serviciu activu en Panamá, y más tarde na reserva. 
John tien una fía, l'actriz Jennifer Aniston (nacida en 1969), cola so primer esposa, Nancy Dow, y tamién tien un fíu, Alexander, cola so segunda esposa, Sherry Rooney Aniston (quién conociera mientres trabayaben en ""Love of Life"", cuando interpretó a una abogada llamada Dory Patten, que taba namorada del so personaxe, Eddie Aleata).
El padrín de la so fía Jennifer, ye Telly Savalas, unu de los meyores amigos del so padre.
Morris Ankrum
Morris Ankrum (27 d'agostu de 1896 – 2 de setiembre de 1964) foi un actor radiofónicu, teatral, cinematográficu y televisivu de nacionalidá estaunidense.
El so verdaderu nome yera Morris Nussbaum, y nació en Danville, Illinois. Antes de la so carrera d'actor, Ankrum dedicar a la vida académica, llicenciándose en derechu na Universidá del Sur de California, y siendo profesor acomuñáu d'economía de la Universidá de California en Berkeley. Sicasí, mientres taba en Berkeley collaboró col departamentu d'arte dramático, y finalmente empezó a dar clases de teatru, dirixiendo tamién el Pasadena Playhouse.
Dientro del ámbitu teatral, dende 1923 a 1939 actuó en delles obres representaes nel circuitu de Broadway, ente elles "The Big Blow" y "Within the Gates".
Antes de ser contratáu por Paramount Pictures nos años 1930, Nussbaum yá camudara'l so apellíu por Ankrum. Sicasí, n'entrando nel estudiu escoyó utilizar como nome artísticu "Stephen Morris", anque en 1939 camudar a Morris Ankrum.
Les facciones severes y les sos traces marcaes dexáron-y ser escoyíu pa faer papeles de repartu con personaxes robustos y autoritarios, como científicos, militares (particularmente oficiales), xueces y psiquiatres en más de setenta filmes, la mayor parte de la serie B. Unu de los sos papeles sobresalientes tuvo llugar na película de Metro-Goldwyn-Mayer "Tennessee Johnson" (1942), un filme biográficu sobre'l Presidente Andrew Johnson, na qu'encarnaba al Senador Jefferson Davis. 
La carrera cinematográfica de Ankrum foi estensa y duró tres décades, dedicándose principalmente al xéneru de la ciencia ficción y al del western. Ente los sos westerns figuren "Ride 'Em Cowboy" (1942), "Vera Cruz" (con Gary Cooper y Burt Lancaster), "Apache" (1954), y "Cattle Queen of Montana", esti postreru con Barbara Stanwyck y Ronald Reagan.
Con al respective de les sos películes de ciencia ficción, dalgunes d'elles son "Rocketship X-M" (1950), "Flight to Mars" (1951), "Red Planet Mars" (1952), la película de cultu "Invasores de Marte" (1953), y "Earth vs. the Flying Saucers" (1956). En 1957 interpretó a un psiquiatra nel clásicu de ciencia ficción y filme de cultu "Kronos", y encarnó a militares en "Beginning of the End" y "The Giant Claw".
A finales de 1958, la carrera como actor de cine de Ankrum podía dase como concluída, anque siguió trabayando pa la televisión. Na serie "Stories of the Century", Ankrum encarnó al foraxíu Chris Evans, actuando xuntu a John Smith. 
Ankrum fixo veintidós actuaciones na serie de la CBS "Perry Mason", dende la primer temporada de la mesma en 1957 hasta l'añu de la so muerte, 1964. Tamién trabayó en producciones del xéneru western como "Les aventures de Rin tin tin", "Tarascu", "Maverick", "Tales of the Texas Rangers", "Cimarron City", "Rawhide" y "The Rifleman".
El 25 d'ochobre de 1957, Ankrum fixo un papel importante nel episodiu "Strange Land", de la serie western de la American Broadcasting Company/Warner Brothers "Sugarfoot", protagonizada por Will Hutchins. En dichu episodiu tuvo la oportunidá de trabayar xuntu a Rhodes Reason y Jan Chaney. Ankrum actuó de nuevu en "Sugarfoot" en 1959, nel episodiu "The Wild Bunch". En 1961 foi un rancheru na entrega "Incident at Dawson Flats" del western de ABC/WB "Cheyenne", con actuaciones de Clint Walker, Jock Gaynor, Joan O'Brien, Gerald Mohr, y Hampton Fancher.
Na temporada 1958-1959, Ankrum actuó doce veces na serie western protagonizada por Richard Carlson "Mackenzie's Raiders", al pie de actores como Brett King, Jack Ging, y Louis Jean Heydt.
N'otru xéneru, Ankrum participó en 1959 nun episodiu de la sitcom de la CBS "Dennis the Menace".
Cola so segunda esposa, l'actriz y galerista Joan Wheeler, tuvo un fíu, David Ankrum, conocíu pol so papel de Adam na serie "Tabitha".
Morris Ankrum finó en 1964 en Pasadena, California, por causa d'una triquinosis. Foi soterráu nel Campusantu Spring Hill de Danville, Illinois. Nel momentu de la so muerte inda trabayaba pa la serie "Perry Mason". La so última actuación en "Perry Mason" estrenóse dempués de la so muerte, y el so últimu trabayu cinematográficu, "Guns of Diablu", estrenar en 1965.
Ann-Margret
Ann-Margret ye una actriz y cantante sueca con nacionalidá estauxunidense. 
Nacida col nome de Ann-Margret Olsson en Valsjöbyn, Jämtland, Suecia, treslladóse a los Estaos Xuníos na so mocedá, y creció en Wilmette, Illinois, onde allegó a la Northwestern University. 
Como cantante, foi afayada nun club nocherniegu pol actor y cómicu George Burns. Empezó a grabar discos cola compañía RCA en 1961. La so voz, selemente ronca, taba considerada como una de les más sexys, y comparar coles de Eartha Kitt o Nancy Sinatra. La compañía RCA intentó faer d'ella la ""Elvis femenina"" preparando un discu con una versión del cantar d'Elvis "Heartbreak Hotel" y otros cantares d'un estilu bien similar al del ""Rei de Rock"". Tuvo un pequeñu ésitu col cantar "I Just Don't Understand" (entró nel Top 40 na llista del Billboard la tercer selmana de agostu de 1961, onde permaneció mientres 6 selmanes, llegando al númberu 17). El so discu más destacable ye "The Beauty and the Beard" (1964) que realizó col trompetista Al Hirt. El contratu cola RCA terminó en 1966.
Anque'l so llabor musical quedaría clisada pola actoral, a principios de la década de 1980 siguió actuando en Les Vegues, onde grabó en 1982 un "spot" publicitariu pa la firma de cava español "Freixenet".
En 1961, Margret consiguió gracies a una audición un contratu de siete años de duración col estudiu cinematográficu Twenty Century Fox. La so primer esperiencia nel cine foi na película "Un gángster pa un milagru" en 1961. La so interpretación recibió bien bones crítiques y facer acreedora del Globu d'Oru a la "". Siguió la película musical "State Fair", onde compartió escena con Bobby Darin y Pat Boone al añu siguiente. Pero foi'l so papel protagonista en "Un besu pa Birdie" (1963) el que-y llanzó al estrellalgu. 
Dempués de rodar "Viva Les Vegues" con Elvis Presley, dambos empezaron una relación qu'atraxo l'atención de la prensa del corazón. Esta relación provocó un enfrentamientu cola entós esposa de Elvis, Priscilla. Anque la relación terminó pocu dempués, Presley siguió siendo gran amigu de l'actriz hasta la so muerte. De toles estrelles de Hollywood coles que Elvis trabayara, Ann-Margret foi la única qu'asistió al so funeral.
En 1963, Ann-Margret foi la estrella convidada nun episodiu de la serie de dibuxos animaos "Los Picapiedra", que'l so personaxe llamar "Ann-Margrock".
En marzu de 1966, Ann-Margret, xuntu colos artistes Chuck Day y Mickey Jones, fixo un viaxe pa sofitar a les tropes estaunidenses que s'atopaben en Vietnam y otros países del Sureste Asiáticu.
En 1971, protagonizó la cinta de Mike Nichols "Conocencia carnal", película que dio un xiru a la carrera interpretativa de l'actriz. Por esta película llogró una candidatura a los Óscar, na categoría de Meyor actriz de repartu. A lo llargo de los años '70, Ann-Margret compaxinó les sos actuaciones en directu con una serie de películes, munches d'elles aclamaes pola crítica: "Lladrones de trenes", "Tommy" (1975), "Cactus Jack"...
Ente los sos filmes más recién, hai que citar la comedia "Grumpier Old Men" ("Discordias a la carta", 1995), con Jack Lemmon y Walter Matthau, y "Un domingu cualesquier" de Oliver Stone, onde Ann-Margret figura nuna amplia repartida encabezada por Al Pacino.
Pol so trabayu en "Tommy" foi candidata al Óscar a la meyor actriz. Amás de los sos dos candidatures a los Óscars, Ann-Margret foi candidata a 10 Globu d'Oru, ganando cinco d'ellos, incluyendo'l de Meyor actriz de comedia o musical por "Tommy".
Amás de trabayar nel cine, Ann-Margret protagonizó dellos especiales de televisión d'enforma ésitu, empezando con "The Ann-Margret Show" pa la cadena NBC en 1968.
En 1994, publicó'l so autobiografía titulada "Ann Margret: My Story". Tuvo casada col actor Roger Smith dende 1967. Smith sufre de miastenia gravis, y Ann-Margret dedicó parte de la so vida al so cuidu.
En 1995, foi escoyida pola revista "Empire" como una de les 100 estrelles más curioses na hestoria del cine; concretamente, taba asitiada nel puestu décimu.
Ann-Margret tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood asitiada nel 6501 de Hollywood Blvd.
Ye unu de los personaxes de la novela "La magnitú de la traxedia", de Quim Monzó.
Odette Annable
Odette Juliette Annable (Los Angeles, ), nacida como Odette Juliette Yustman, ye una actriz estauxunidense d'orixe colombo-cubanu . Ta casada col tamién actor Dave Annable, conocíu pol so papel en "Brothers & Sisters".
El so madre llámase Lydia y ye cubana. El so padre llámase Víctor y ye un colombianu d'ascendencia italiana y francesa que nació en Bogotá y crióse en Nicaragua. Por estos orixe, Odette fala un fluyíu español: «"Aprendí español en casa, una y bones la metá de la mio familia nun falaba inglés. Ye'l mio primer idioma."» Graduóse en Woodcrest Christian High School (Riverside, California) y tres ello, pensó en titulase en Financiamientu d'empreses, pero n'últimu momentu decidió ser actriz. 
A pesar de qu'el so primer papel nel cine foi a los cuatro años en "Kindergarten Cop" (1990), más tarde participó en series como "October Road" y "South Beach". En 2007 protagonizó la película pa televisión "" y un añu más tarde protagonizó "Cloverfield", dirixida por J. J. Abrams. Emprestó la so voz tamién a Amata en "Fallout 3". 
Xeneró discutiniu en Internet el póster promocional de "La grana del mal" (2009), pos se creía que se taba esplotando'l físicu de l'actriz, protagonista de la película. Esi mesmu añu participó nel video musical de "If You're Wondering If I Want You To", de los estaunidenses Weezer. 
Considerada la octoxésima octava muyer más sexy del mundu según FHM en 2008, foi novia de Trevor Wright y prometida del tamién actor Nicolas Ivan Yu.
Foi nomada nos Teen Choice Awards pola película de terror "Cloverfield".
Michael Ansara
Michael George Ansara (Mandatu francés de Siria Siria, 15 d'abril de 1922 - Calabaces, 31 de xunetu de 2013) foi un
actor siriu-estauxunidense de cine, teatru, televisión, de doblaxe y de radio. Ye reconocíu pol so papel de Mr. Freeze (Capitán Fríu) n'América Llatina, en "".
Nació nuna aldega siria nel Mandatu Francés de Siria y El Líbanu.
A los dos años d'edá emigró colos sos padres a Estaos Xuníos. Vivieron en Lowell (Massachusetts) mientres una década y dempués camudáronse a Los Angeles (California).
Nos año cincuenta actuó en dellos episodios de la serie "Alfred Hitchcock presents". Fíxose famosu na popular serie de televisión Broken arrow (1956-1958), na que faía'l papel de Cochise.
En 1967, participó na serie El Fuxitivu con David Janssen como un policía de distritu, cuando'l so hermanu Gilbert Roland, un fabricante de cigarros nun barriu popular, protexer de ser prindáu, nel capítulu llamáu: "The Savage Street".
Ente 1958 y 1974 tuvo casáu cola actriz Barbara Eden, con quien tuvo al so fíu Matthew Ansara (1965-2001). En 1977 casóse con Beverly Kushida hasta la so muerte.
Trabayó en más de 125 películes. Foi bien reconocíu nos trés temporaes de la serie de ciencia ficción "Star Trek" (1966-1969) y nos trés temporaes de "Buck Rogers nel sieglu XXV" (1979-1981).
Anthony Mackie
Anthony D. Mackie (23 de setiembre de 1978, Nueva Orleans, Luisiana) ye un actor estaunidense. Apaeció en películes, series de televisión y en Broadway. Ye conocíu pol so papel como'l Sarxentu JT Sanborn en The Hurt Locker.
Mackie nació en Nueva Orleans, Luisiana, fíu de Martha (apellíu de soltera Gordon) y Willie Mackie, Sr., un carpinteru que yera dueñu d'un negociu de techos, Mackie Roofing. Asistió al Centru de Nueva Orleans d'Artes Creatives (NOCCA) y graduóse nel programa de teatru de la escuela secundaria na Escuela d'Artes de Carolina del Norte (NCSA) en 1997. Más tarde graduóse na División de Teatru de la Escuela Juilliard como miembru del Grupu 30 (1997-2001), que tamién incluyó a los actores Tracie Thoms y Llei Pace.
Tuvo un fíu cola so novia en 2009. Nel branu de 2011, abrió un chigre en Brooklyn, Nueva York. El so hermanu, Calvin Mackie, ye profesor acomuñáu na Universidá de Tulane.
Foi arrestáu en Harlem, Nueva York, el 9 de payares 2013, acusáu de conducir n'estáu de ebriedad.
Joseph Anthony
Joseph Anthony (24 de mayu de 1912 – 20 de xineru de 1993) foi un dramaturgu, actor y direutor teatral de nacionalidá estaunidense. Debutó como actor cinematográficu na película de 1934 "Hat, Coat, and Glove", y la so primer actuación teatral tuvo llugar cola obra representada en 1935 "Mary of Scotland". A lo llargo de la so carrera recibió un total de cinco nominaciones a los Premios Tony a la meyor dirección.
El so verdaderu nome yera Joseph Deuster, y nació en Milwaukee, Wisconsin, siendo los sos padres Leonard Deuster y Sophie Hertz. Anthony estudió na Universidá de Wisconsin-Madison y recibió formación teatral nel Pasadena Playhouse ente 1931 y 1935, según na Daykarhanova School dende 1935 a 1937. Dende 1942 a 1946, de resultes de la Segunda Guerra Mundial, Anthony sirvió nel Exércitu de los Estaos Xuníos. 
Joseph Anthony, entós sol nome de Joseph Deuster, debutó profesionalmente en 1935 col papel de Rizzio nuna producción de la obra "Mary of Scotland". En 1937 actuó con una producción en xira, "Dead End". Dos años más tarde trabayó per vegada primera en Nueva York col patrociniu del Federal Theatre Project, interpretando'l papel del títulu nuna producción de "Professor Mamlock" puesta n'escena nel Teatru Daly's 63rd Street. 
En rematando'l so serviciu mientres la Guerra, en 1946 Anthony remaneció nel circuitu de Broadway sol nome de Joseph Adams actuando nel Teatru Belasco col papel de Segundu Home nuna producción de "Truckline Cafe". En xineru de 1948, yá col nome artísticu de Joseph Anthony, trabayó nel Teatru Maxine Elliott cola obra "Skipper Next to God". Sol so nuevu nome siguió actuando na década de 1950, interviniendo en producciones orixinales puestes n'escena en Broadway como "The Country Girl" (1951, nel Teatru Lyceum), "Flight into Egypt" (1952), "Camín Real" (1953), y "Anastasia" (1954).
Joseph Anthony debutó como direutor teatral en Nueva York n'abril de 1948 cola obra "Celebration", representada nel Teatru Maxine Elliott. En 1954 dirixió la producción orixinal de "The Rainmaker", una pieza que la so adaptación cinematográfica él tamién dirixiría más palantre. Dende marzu de 1960 a marzu de 1961 Anthony estrenó con ésitu cuatro espectáculos en Broadway: "The Best Man" (Teatru Morosco), "Under the Yum Yum Tree" (Teatru Henry Miller), "El rinoceronte" (Teatru Longacre), y "Mary, Mary" (Teatru Helen Hayes). "Mary, Mary" foi la obra empobinada por Anthony que más tiempu se caltuvo en cartel, casi cuatro años y más de 1500 representaciones. Anthony tamién dirixió otros espectáculos en Broadway, como foi'l casu de "Romulus" (1962), "Slow Dancie on the Killing Ground" (1964), y "Breakfast at Tiffany's" (1966).
La primer actuación destacada de Joseph Anthony nel cine llegó en 1934 con "Hat, Coat, and Glove". Darréu trabayó en "She" (1935), "Shadow of the Thin Man" (1941), y "Joe Smith, American" (1942). El primer filme empobináu por Anthony foi l'adaptación de 1956 de la obra teatral "The Rainmaker", que tamién había él empobináu. Amás dirixió "The Matchmaker" (1958), "Los ambiciosos" (1959), "Tou nuna nueche" (1961), y "Tomorrow" (1972).
Joseph Anthony foi nomáu a un total de cinco Premios Tony pola so carrera como direutor teatral, anque nunca llegó a ganalos. En 1956 nomóse-y pol so trabayu en "La calandria". Al añu siguiente dir por "A Clearing in the Woods" y por "The Most Happy Fella"., en 1960 por "The Best Man" y en 1961 por "El rinoceronte", estos dos últimes en estremándose la categoría del Tony a la meyor dirección en Tony a la meyor dirección de musicales y Tony a la meyor dirección d'obres non musicales. Finalmente, en 1964 foi nomáu'l premiu al meyor direutor d'un musical por "110 in the Shade".
Joseph Anthony dio clases d'interpretación na American Theatre Wing, na Universidá de Vassar, nel Hunter College, y na Universidá de Nueva York. En 1937 Anthony foi unu de los miembros fundadores de la American Actors Company, y en 1976 foi Profesor d'Artes Teatrales na Universidá Estatal de Nueva York en Purchase. Amás, formó parte del Actors Studio, foi miembru del conseyu del Actors' Equity Association, del Sindicatu de direutores d'Estaos Xuníos, y primer Presidente de la Society of Stage Direutors and Choreographers.
Anthony, que tuvo casáu cola actriz Perry Wilson, finó en 1993 nuna residencia en Hyannis, Massachusetts. Tenía 80 años d'edá. 
Devon Aoki
Devon Edwenna Aoki (デヴォン青木 "Devon Aoki", nacida'l 10 d'agostu de 1982 en Nueva York) ye una actriz estauxunidense.
Empezó como modelu a la edá de 13 años. Apaeció en dellos vídeos musicales de diversos grupos musicales y desfiló pa marques de prestíu reconocíu como Lancôme, Chanel y Versace.
Conocer como la modelu más baxa de la industria yá que contrario a la mayoría de les supermodelos, ella tan solo algama'l 1.62 m d'estatura.
El so primer papel importante nel cine foi na secuela de The Fast and the Furious (conocida como "2F2F o 2 Fast 2 Furious"), al empiezu de la cual entá nun disponía de permisu de conducir y tuvo qu'aprender a conducir mientres el rodaxe. Apaeció nel videoclip Act a Fool de Ludacris xuntu Tyrese Gibson, Paul Walker y Eva Mendes.Otres películes nes que tuvo papeles relevantes son D.Y.B.S. y Sin City.
Apaiciones en videoclips : Duren Duren Eletric Barbarella, Elton Jones Something About the Way You Look Tonight, Ludacris Act a Fool, The Killers Bones(2007),Just Another Girl(2013).
Tuvo a puntu d'apaecer na tercer temporada de Arrow ,como Tatsu Yamashiro a la fin foi remplazada por Rila Fukushima ,por problemes d'axenda.
Nun apaeció na secuela d'Sin City pol so segundu embaranzu, seria sustituyida por Jamie Chung como Miho.
Judd Apatow
Judd Apatow (n. Flushing, Nueva York, 6 d'avientu de 1967) ye un productor de cine estauxunidense, direutor y guionista. Ye conocíu pol so trabayu na comedia, sobremanera nes películes que produció en tola segunda metá de la década de 2000. Ye'l fundador de Apatow Productions, una productora de cine que foi la encargada de producir les series televisives de cultu aclamaes pola crítica "Freaks and Geeks", "Undeclared" y "Girls". Ganó numberosos premios: un Primetime Emmy por The Ben Stiller Show, un Hollywood Comedy Award, y un premiu del American Film Institute pola so película La boda de la mio meyor amiga, ente otros. Foi nomáu tamién pa un Grammy y dellos PGA Awards, Globos d'Oru y Premios Óscar (por La boda de la mio meyor amiga). En 2007, algamó'l puestu #1 na llista de Enterntaiment Weekly "Les 50 Persones más Intelixentes de Hollywood"; y n'Ochobre de 2012, Vanity Fair anunció que Judd Apatow sería editor convidáu nun reportaxe sobre la comedia. Judd ye la tercer persona hasta la fecha en ser convidada a collaborar como editor invitáu (les otres dos fueron Bono sobre África y Tom Ford sobre Hollywood). 
Oscar Apfel
Oscar Apfel (17 de xineru de 1878 – 21 de marzu de 1938) foi un actor, direutor, guionista y productor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu principalmente na dómina del cine mudu, y que, a lo llargo de la so carrera ente 1911 y 1939, actuó en 167 filmes y dirixió 94.
El so nome completu yera Oscar C. Apfel, y nació en Cleveland, Ohio. Tres dellos años dedicaos al mundu del comerciu, decidió dedicase profesionalmente al teatru. Consiguió'l so primer compromisu en 1900, na so ciudá natal. Progresó rápido, aportando a el direutor teatral más nuevu de los Estaos Xuníos. En pasando once años nos teatros del circuitu de Broadway, entró a formar parte de los Edison Studios, empezando a dirixir pa los mesmos en 1911–12, rodando l'innovador curtiu "The Passer-By" (1912). Amás fixo trabayos esperimentales nel llaboratoriu de Edison n'Orange.
Cuando Apfel dexó Edison, entró en Reliance-Majestic Studios, permaneciendo 18 meses con ellos. En 1913 foi unu de los dos principales direutores de Jesse L. Lasky Feature Play Company, siendo l'otru Cecil B. DeMille. Toles primeres películes de Lasky fueron producíes so la so dirección. Ente les mesmes figuraben los notables ésitos "The Squaw Man" (1914), "Brewster's Millions", "The Master Mind", "The Only Son", "The Ghost Breaker", "The Man on the Box", "The Circus Man" and "Caméu Kirby".
La collaboración en llabores de dirección de Apfel con DeMille foi un elementu crucial nel desenvolvimientu de la técnica cinematográfica de DeMille. Apfel ye de cutiu consideráu como unu de los primeres (xuntu con DeMille) en llevar a Hollywood, entós conocida como Hollywoodland, al mundu del espectáculu.
A finales de 1914 Apfel dexó Lasky Company y se dedidó a dirixir pa diverses productores, ente elles William Fox Corporation, pa la cual dirixió una serie de filmes nos que William Farnum yera'l protagonista, ente ellos "A Soldier's Oath", "Fighting Blood", "The End of the Trail", "The Battle of Hearts" y "A Man of Sorrow".
Pa Paralta Company, estudiu al que Apfel dirixir tres dexar Fox Corporation, produció "A Man's a Man", según hestoria de Peter B. Kyne, y "The Turn of a Card", dambes películes protagonizaes por J. Warren Kerrigan.
"Auction of Souls" (1919), una película pa concenciar al públicu a favor del Comité de Socorru Armeniu, foi obra de Apfel. Esta producción consiguió una gran atención del públicu, consiguiéndose, gracies a la mesma, la recaldación de fuertes sumes a favor de la causa armenia.
Ente otres de les esitoses películes producíes por Apfel, figuren cintes World Filme Corporation protagonizaes por Kitty Gordon, Montagu Love, June Elvidge, Louise Huff y Evelyn Greeley.
Tres munchos años dedicaos a la dirección, él foi decantándose gradualmente pola interpretación, actividá que caltuvo hasta 1939. Oscar Apfel finó en 1938 en Hollywood, California, por causa de un infartu agudu de miocardiu.
Shiri Appleby
Shiri Freda Appleby (Los Angeles, California, 7 d'avientu de 1978) ye una actriz estauxunidense de cine y televisión, conocida principalmente pol so papel de Liz Parker, protagonista de la serie de televisión de ciencia ficción "Roswell". 
Shiri Appleby nació Los Angeles y creció en Calabasas, nel condáu de Los Angeles. Ye fía de Dina y Jerry Appleby y tien un hermanu menor llamáu Evan. El so padre ye un executivu de telecomunicaciones d'orixe xudíu-americanu ente que la so madre ye una profesora nacida n'Israel.
El so nome significa tantu "el mio cantar" como "cantar" en hebréu.
Graduóse na educación secundaria en 1997 y realizó estudios cimeros en lliteratura inglesa na Universidá del Sur de California en paralelu colos sos estudios d'arte dramático.
Appleby empezó la so carrera a los cuatro años, realizando apaiciones en comerciales pa productos como Cheerios y M&M's. El so primera comercial foi para Raisin Bran pero nunca foi emitíu al aire. La so primer actuación nuna película foi en 1987, cuando tenía namái 8 años, pal telefilme . Magar siguió realizando pequeñes interpretaciones en películes, principalmente participó como artista convidada en series de televisión, tales como "Thirtysomething" (1987), "Doogie Howser, M.D." (1989), "ER" (1994), "Baywatch" (1989), "" (1995), "7th Heaven" (1996) y "Beverly Hills 90210" (1990). 
Ente 1999 y 2002 interpretó a Liz Parker, una de los protagonitas de la serie telesiva de ciencia ficción "Roswell", que enllargóse por trés temporaes. Shiri Appleby había audicionado pa los papeles d'Isabel y María enantes de quedase col rol de Liz Parker. 
Dempués del cese de "Roswell", Appleby realizó papeles destacaos nel thriller sicológico Swimfan, nel drama A time for dancing y na comedia Pizza My Heart. Amás interpretó papeles secundarios nes películes Caos, Undertow y Charlie Wilson's War.
Amás de les sos incursiones en cine y televisión, Appleby actuó en videos musicales como "It's My Life" de Bon Jovi, "I Don't Want to Be" de Gavin DeGraw, "Save Yourself" de Sense Field; esti postreru forma parte de la banda sonora de "Roswell".
Mientres el 2007 salió col actor y direutor Zach Braff protagonista de la serie Scrubs y direutor de la película Garden State (Daqué de mancomún).
Shiri comprometer col so noviu de dos años, el chef Jon Shook, mientres un viaxe a Ventotene, Italia, en xunetu de 2012. N'avientu de 2012, Appleby y Shook anunciaron que taben esperando'l so primer fíu a principios de 2013. Shiri dio a lluz a una neña, Natalie Bouader Shook, el 23 de marzu de 2013.
Shiri Appleby foi nomada a los siguientes premios:
Christina Applegate
Christina Applegate (n. 25 de payares del 1971, Hollywood, California) ye una actriz estauxunidense, principalmente reconocida pol so papel como Kelly Bundy na serie de televisión "Married... with Children" (1987-1997). Dende entós apaeció n'importantes roles en cine y televisión.
Empezó la so carrera na so niñez, asumiendo curtios roles en televisión. En 1987, llogró reconocencia internacional al interpretar a Kelly Bundy na comedia de situación "Married... with Children", el so papel más esitosu dende entós. Amás de apaecer en televisión, realizó'l so primer papel estelar na película "Streets" (1990), a la cual siguiéron-y participaciones en "Don't Tell Mom the Babysitter's Dead" (1991) y "Vibrations" (1996). En rematando "Married... with Children", en 1997, protagonizó la comedia "Jesse", que se tresmitió dende 1998 a 2000. Depués interpretó'l papel femenín principal de la película "Just Visiting" (2001). Otros de los sos roles cinematográficos inclúin "The Sweetest Thing" (2002), "" (2004) y "Farce of the Penguins" (2007). 
Recibió pol so trabayu actoral los premios Emmy y Tony.
Anguaño ye la estrella de la comedia "Up All Night".
Christina Applegate fixo les sos primeres apaiciones na televisión a los trés meses d'edá, cola so madre nun anunciu de xabón, y cinco meses nun comercial de Playtex. El so debú cinematográficu foi a los nueve años, nel quexal película de Satanás y de la Beatlemanía.
A los dieciséis años saltó a la fama interpretando'l papel de Kelly Bundy Ditzy na comedia de Fox "Matrimoniu con fíos". Permaneció nesa serie mientres diez años (1987-1997). Coles mesmes, actuó nes películes "Hasta l'amanecer" (1988, NBC), "Cais" (1990), "Vibraciones" (1995), "Across the Moon" (1995), "Wild Bill" (1995), "Mars Attack!" (1996) y "Niundes" (1997). En 1995, foi una d'el fundadores de The Pussycat Dolls. En 1997, "Married with Children" foi canceláu.
A los venti años, trabayó como baillarina mientres un mes nun local de Los Ánxeles pa esperimentar la vida.
En 1998, la NBC dio-y el papel principal na comedia "Jesse" (1998-2000), qu'empezó a recibir bones crítiques. Gracies a la serie, Applegate foi escoyida pola revista People como "Actriz Favorita nun nueva serie de televisión", ente que él consiguió una nominación al Globu d'Oru como meyor actriz de comedia. "Jesse" foi atayáu nel añu 2000.
Darréu, Applegate siguió actuando en películes como "Héroes" (2002), "Wonderland", "View from the Top", "Sobreviviendo a la Navidá" y "El reporteru: La lleenda de Ron Burgundy" (2004).
Tocantes a el so trabayu en televisión en 2004 ganó un Emmy por meyor actriz convidada nuna comedia pola so interpretación de Amy Green na serie "Friends" (payares de 2002 hasta ochobre 2003).
En 2004, debutó en Broadway nel musical "Sweet Charity", nel papel de Charity Hope Valentine. Por esti papel foi nomada en 2005 pa premiar a Tony a la meyor actriz nun musical.
En 2006, apaeció nuna campaña publicitaria que tienes que buscar los nuesos Hanes na actualidá y nel video musical A Public Affair de Jessica Simpson, xuntu con Eva Longoria, Ryan Seacrest y Christina Milian. En 2009, emprestó la so voz pal personaxe Brittany Chipetts unu na película "Alvin y los esguiles 2 (The Squeakquel)".
Christina protagonizó la comedia de ABC Samantha Who? (2007-2009), serie sobre una moza de treinta años que dempués d'un accidente sufre amnesia y tien que redescubrir la so vida, les sos relaciones y alla mesma.
El 3 d'agostu de 2008, la revista "People" señaló que l'actriz fuera diagnosticada de cáncer de mama, lo que foi confirmáu pol so representante. El día 19 del mesmu mes, comunicóse que Applegate taba llibre de la enfermedá y que pa evitar una recaída sometiérase a una doble mastectomía.
Premios Emmy, 2003, meyor actriz convidada, pola serie "Friends"
Premios Tony, 2005, meyor actriz nun musical, por obra "Sweet Charity". 
Globu d'oru, 2008, meyor actriz en serie de televisión, comedia o musical, pola serie "Samantha ¿Qué?". 
Foi tamién nomada cuatro veces al "Annual Youth in Filme Awards", dos de les cualos ganó.
Jeremy Applegate
Jeremy Elliot Applegate (n. San José, California, Estaos Xuníos; 29 d'agostu de 1965 - f. Los Angeles, California, Estaos Xuníos: 23 de marzu de 2000) foi un mozu actor de cine y televisión estaunidense.
Esti talentosu actor nació en 1965 col nome de Paul Andrew Boyce, nome escoyíu poles sos hermanes en relación col famosu cantante de "The Beatles", Paul McCartney. Depués por cuestiones artística camudar por Jeremy Applegate en 1983.
Foi mayormente conocíu pol papel de Peter Dawson, l'amigu xuníu ya indixebrable de Verónica, interpretada por Winona Ryder, na esitosa película "Heathers".
1993: "Hard Copy" ... Marcos Sotka
Jeremy Applegate suicidóse'l 23 de marzu del 2000, en disparándose na cabeza con una escopeta, aforfugáu pola falta de trabayu. Irónicamente unos de los diálogos qu'el so personaxe Peter fixo nel filme "Escuela de mozos asesinos" foi cuando rezaba frente al cadabre de la so amiga: "Nunca suicidar nun funeral de Heathers". Los sos restos fueron cremados y daos a los sos familiares. Tenía 34 años.
Tomas Arana
Thomas Clifford Arana, más conocíu como Tomas Arana (California,3 d'abril de 1955) ye un actor estauxunidense.
Arana creció en San Francisco (California) y estudió teatru clásicu nel prestixosu American Conservatory Theatre, pa dempués camudase a Nueva York y actuar en producciones off-Broadway. Darréu pasaría un tiempu viaxando por Europa faciendo autoestop, llegando finalmente a Nápoles, onde trabayó na galería d'arte de Lucio Amelio, llegando a conocer a Andy Warhol, Rauschenberg, Beuys, Richter, Longobardi, Clemente, Gilbert & George, y munchos otros. Andy Warhol pintó-y un semeya, qu'agora forma parte de la so estensa colección d'arte. Arana tien doble nacionalidá italiana y norteamericana. Ta casáu y tien dos fíos.
Arana participó en más de 40 películes, dende películes de Hollywood de gran presupuestu hasta filmes independientes, tantu n'América como n'Europa. Ente les sos películes d'estudiu inclúyense "L.A. Confidential" (1997), faciendo'l papel de Bruening, "El guardaespaldas" (1992), interpretando a Portman, l'antagonista de Kevin Costner, "La Caza del Ochobre Coloráu" (1990), como Loginov, el sabotiador rusu, "Tombstone" (1993), l'almirante Frank J. 'Jack' Fletchery, en "Pearl Harbor" (2001), y "First Kid" (1996). Tamién foi Lázaro na polémica película de Martin Scorsese, "La última tentación de Cristu" (1988). Arana foi amás escoyíu pa participar nel proyectu "Sundance Wildflowers" (1999), un filme independiente obra de Melissa Painter, con Darryl Hannah y Clea Duvall como protagonistes.
En 2000 actuó na película "Gladiator", encarnando'l personaxe de Quintus. La película ganó cinco Premiu Óscar, incluyíu'l de meyor película. Arana compartió repartida con Russell Crowe, Joaquín Phoenix, Connie Nielsen, Richard Harris, Derek Jacobi y Oliver Reed.
Arana foi protagonista o actor secundariu en más d'una trentena de producciones europees pa direutores como Lina Wertmuller, Liliana Caven, Carlo Verdone, Michele Soavi y col direutor xaponés Koreyishi Kurahara, con quien fixo la producción "Toho See You".
Sobre los escenarios, Arana foi productor según actor principal na aclamada compañía Falsu Movimento, con base en Nápoles, Italia. So la supervisión de Arana y del direutor artísticu Mario Martone (agora un conocíu direutor de cine n'Italia), Falsu Movimento ganó dellos premios incluyendo'l de Meyor Obra del Añu, Meyor Decoráu, y tamién el famosu Mondello Prize. La compañía foi de xira per tol mundu, llegando a participar mientres nueve años nos festivales más prestixosos del mundu, ente ellos los que s'entamen en Londres, Frankfurt, Nueva York, Los Angeles, Madrid, Barcelona, Copenhague, Estocolmo y Xerusalén.
Lisa Arch
Lisa Arch, nome de soltera Kushell (n. 23 de payares de 1971), ye una actriz y comediante conocida polos sos papeles na temporada 1997-98 de la FOX Network show de comedia, "MADtv", como coanfitrión de la TBS "Dinner and a Movie" 2002 a 2005 y, más apocayá, como'l personaxe recurrente de Samantha Samuels en Disney Channel "Cory in the House". Arch tamién trabayó na película "Evan Almighty", de 2007.
Nacida en Lisa Kushell Los Angeles, California, empezó a actuar nel escenariu a los 15 años na compañía de comedia Upstage Comedy. Arch declaró de cutiu que los sos padres fueron un gran sofitu d'ella y lo que-y dexó afinar les sos habilidaes na so "unfurnished living room" hasta que se graduó de la escuela secundaria. Llogró'l so "Screen Actors Guild"' tarxeta con una llinia como camarera nel "Dream On". Dempués de la so primer apaición, empezó a apaecer en series como "Seinfeld", "The X-Files" y "For Your Love".
Tien un hermanu mayor, Bob Kushell, que ye guionista de televisión, productor y presentador d'un programa d'entrevistes n'internet. El so hermanu trabaya col maríu d'ella, Russell Arch, el productor cocreador y executivu de "En cualquier momentu, con Bob Kushell", un programa d'entrevistes d'internet pa Sony Interactive' Crackle.com. El 18 de setiembre de 2007, dio a lluz a un fíu, Garrett Mitchell Arcu.
Lisa xunir al elencu de "MADtv" en 1997 como intérprete de repertoriu siendo promovida pa la metá de la so tercer temporada. Arch ye recordada por interpretar personaxes como Susan Whitfield y Wanda Terry-Ann Lainier Parker de los sketches "Parker Sisters".
Lisa Arch tamién realizó dellos trabayos en comedia asonsañando a figures públiques como Paula Jones y satirizó estrelles de Hollywood como Farrah Fawcett, Demi Moore, Alyson Hannigan, Lori Loughlin y Hope Summers. Tamién a sustituyíu a cantantes como Melanie Chisholm (a.k.a. "Sporty Spice"), Alanis Morissette y Fiona Apple.
Desque abandonó MADtv, Arch realizó numberoses apaiciones y llocuciones como n'anuncios de Mervyn's y Southern Comfort.
Tamién apaeció nel show de Comedy Central "Crank Yankers" como la voz de "Camie". Tamién interpretó'l papel de Samantha Samuels nel show de Disney Channel "Cory in the House".
Lisa tamién tuvo un papel nel programa de televisión infantil "Hannah Montana" como fotógrafa. Arch apaez de forma regular en ACME Comedy Theater y recientenmente participó nun episodiu especial de "Reel Comedy" sobre la película "Bewitched".
Ella tamién fixo numberoses apaiciones en programes de televisión, incluyendo "Renu 911!", "Seinfeld", "The X-Files" y en Austin & Ally como Damonica Nixon.
Anne Archer
Anne Archer (Los Ánxeles, el 25 d'agostu de 1947) ye una actriz estauxunidense.
Los sos padres yeren actores, lo qu'exerció una fuerte inflúi sobre ella dende neña. Estudió arte dramático y consiguió en 1970 un papel na película "The All-American Boy", protagonizada por Jon Voight.
Con esta película y les siguientes que fixo, Archer nun consiguió la reconocencia que buscaba. Dir a Nueva York, onde interpretó en 1981 una obra teatral. Foi gracies a ello que consiguió por fin ufiertes de mayor interés. Una de les películes nes qu'intervieno, y que tuvo un enorme ésitu de taquilla, foi "Atracción fatal", con Michael Douglas y Glenn Close. Pol so papel d'esposa d'un home infiel llogró una nominación al Óscar como meyor actriz de repartu. En 1992 foi nomada de nuevu, pola so interpretación en "Xuegos de patriotes", protagonizada por Harrison Ford.
Otra película a la que Archer debe la so popularidá ye "Narrow Margin", na que comparte los papeles protagonistes con Gene Hackman. A pesar d'ello, Archer referir nes entrevistes a "Mojave Moon" y a "Dark Summer" como películes de les que se siente más arguyosa pola so actuación.
Anne Archer tamién tuvo ésitu na televisión, mediu nel que realizó numberoses películes y mini-series. 
En 1968 Anne casóse, divorciándose al poco tiempu. En 1979 casar por segunda vegada. Tien un fíu de cada matrimoniu.
Eve Arden
Eve Arden (Mill Valley, California, 30 d'abril de 1908 - Los Angeles, 12 de payares de 1990) foi una actriz d'Estaos Xuníos ganadora d'un premiu Emmy.
El so verdaderu nome yera Eunice Quedens. Esisten distintes hestories sobre cómo adoptó'l so nome artísticu; la más repitida señala qu'escoyó «"Arden"» pola marca d'arumes y «"Eve"» pola abreviatura del nome d'unu d'ellos, "Evening in Paris".
Arden desenvolvió una llarga carrera tantu en cine como en televisión y radio, llogrando atayantes ésitos en tolos ámbitos. Nel cine, desempeñó principalmente papeles secundarios, interpretando de normal a la fiel amiga de la protagonista, en papeles de muyer independiente, sarcástica, como contrapuntu críticu a l'acción.
Yá n'unu de los sos primeros papeles pa la gran pantalla dio la imaxe que depués perfeccionaría, tratar del so personaxe en "Dames del teatru", siempres de vuelta de too, y col so gatu arrecostines, qu'a la fin-y dará una sorpresa.
En 1937, trabayó xuntu a Ginger Rogers y Katharine Hepburn na película (considerada güei como clásicu) Dames del teatru.
En 1939, trabayó xuntu a Groucho Marx en "Una tarde nel circu", hilarantes nuna escena cabeza abaxo pegaos al techu. En 1945, al pie de Joan Crawford protagonizó "Alma en Supliciu", papel pol que foi nomada al "Óscar", ensin consiguilo. Unu de los sos papeles más importantes, anque nuna película pocu conocida, pero a reivindicar, foi en "Adiós, el mio amor" ("Goodbye, my fancy") en 1951, de nuevu xuntu a Joan Crawford, y con un claru subtexto contra la caza de bruxes de McCarthy, que se desenvolvía n'a aquellos años.
En 1956, llevó a la pantalla'l so personaxe de la radio, "Miss Brooks", nel filme "Our Miss Brooks" que depués se llevaría tamién a la televisión.
En 1959, apaeció xuntu a James Stewart y otru gran actor de calter, Arthur O'Connell, na famosa película de Otto Preminger, "Anatomía d'un asesinatu".
En 1966 interpreta a la enfermera Kelton nel episodiu "Y depués hai trés (And Then There Were Three)" de la serie "Abruxada". Nel programa ella garrasti a Samantha Stephens (Elizabeth Montgomery) depués de nacencia de Tabitha.
Pa les xeneraciones más nueves de cinéfilos, sicasí, ye más recordada como la direutora del institutu en "Grease" (1978), que depués repitiría na remortina "Grease II" (1982). 
Finó en Los Angeles d'un infartu al corazón, el 12 de payares de 1990. Los sos restos atopar nel Campusantu Westwood Village Memorial Park de Los Angeles, California. Sicasí, na biogtafía de Taylor Holland coméntase que se suicidó llanzándose dende un barcu, razón pola cual l'actriz Taylor sustituyir na caracterización d'un personaxe nuna obra de teatru Moose Murders...
Lee Arenberg
Lee Arenberg (18 de xunetu de 1962) ye un actor estaunidense, famosu pol so papel secundariu como un cabileñu pirata, Pintel, amigu inxebrable de Raggeti, interpretáu por Mackenzie Crook, na saga de Pirates del Caribe, actuando na triloxía completa: (2003), (2006) y (2007), xuntu con actores de sonadía como Johnny Depp, Orlando Bloom, Keira Knightley, Geoffrey Rush, Bill Nighy, Stellan Skarsgard, Chow Yun-Fat y Jack Davenport, ente otros.
Lee Arenberg nun actúa en , cuarta película de la saga, estrenada'l 20 de Mayu de 2011, y que los sos actores principales son Johnny Depp, de vuelta como'l capitán Sparrow, Geoffrey Rush, Penélope Cruz y Ian McShane. El so inxebrable compañeru na saga, Raggeti, tampoco apaez na película, l'actor encargáu de personificalo, Mackenzie Crook, confirmó en febreru de 2010 la so non participación diciendo "Los mios díes de piratería acabaron". 
En 1990 protagonizó'l capítulu 7 de la segunda temporada de (Tales from the crypts From cryin`out loud)
En 2003 apaeció de volao en Friends nel décimu capítulu de la quinta temporada (El de la hermana desaveniente).
Dende 2012 tien un papel recurrence como Soñador/Gruñon/Leroy na serie Yérase una vegada.
Carmen Argenziano
Carmen Argenziano ye un actor estaunidense nacíu'l 27 d'ochobre de 1943 en Sharon, Pennsylvania (EE. XX.). El so papel más reconocíu ye'l de Jacob Carter na serie de ciencia ficción, Stargate SG-1.
Apocayá, participó en diverses series de TV estaunidenses, tales como House o CSI NY.
Chela Arias
Graciela "Chela" Arias Zalamín (Medellín, 4 de payares de 1947) ye una actriz colombiana, que realizó'l so debú en 1968, na telenovela colombiana "La muerte escucha". 
Foi fía de l'actriz Zoila Zalamín d'Arias, quién la inscribió na academia Dalmar Velkova, onde empieza a tomar clases de ballet clásicu por dos años, y pocu dempués empieza a dar los sos primeros pasos como lo fixo tou gran actor peracabáu, nos escenarios d'un teatru, faciendo'l so debú na obra infantil: "El Pleitu del Quesu" nel Teatru Colón de Bogotá, de la mano de José Agustín Apolazáu Téllez.
Casóse con Carlos Barbosa Romero en 1968. Del so matrimoniu nació'l so fíu Carlos Barbosa Arias, quien debutó col so padre na película "Pisingaña". En 1988 confirmaron la so separación.
Otres Participaciones
Moisés Arias
Moisés Arias (n. Nueva York, Estaos Xuníos, 18 d'abril de 1994) ye un actor d'Estaos Xuníos. conocíu pol so papel de Ricu na serie "Hannah Montana" y "Hannah Montana Forever".
Los sos padres son colombianos y tien un hermanu menor, Mateo Arias, que tamién ye actor. Dambos hermanos tomaron clases d'actuación nuna escuela de teatru y él afayóse en xineru de 2005, cuando participó nun concursu d'actuación y modelaje.
Adam Arkin
Adam Arkin ye un actor estauxunidense, nacíu en 1956. Apaeció en delles series de televisión, como en "Doctor n'Alaska" y "Chicago Hope".
Ye fíu del actor Alan Arkin. Apaeció en televisión en "La Nala Oeste de la Casa Blanca" como un especialista en traumas y psicólogu, en "8 Simple Rules for Dating My Teenage Daughter" y en "Sons of Anarchy"
Alan Arkin
Alan Wolf Arkin (n. Brooklyn, Nueva York; 26 de marzu de 1934) ye un actor, músicu y direutor de cine y teatru estauxunidense.
Actor galardonáu que tien tres de sigo una prestixosa carrera profesional tantu nel cine, la televisión, la lliteratura y la música.
Nacíu en Nueva York nel senu d'una familia d'emigrantes xudíos ucranianos, Arkin llanzó la so carrera cola empresa teatral The Second City. Aquello valió-y el so primer papel en Broadway como protagonista, na obra de Carl Reiner: "Enter Laughing", que-y fixo ganar el Premiu Tony, unu de los más prestixosos del teatru estaunidense. 
En 1998 dirixó, protagonizó y foi co-guionista con Elaine May de la producción "Power Plays" nel Teatru Promenade. 
El so debú nel cine producir cola película "¡Que vienen los rusos!", en 1966, cola que consiguió dos tales nominaciones pal Óscar al meyor actor y el Globu d'Oru. Darréu realizó "El corazón ye un cazador solitariu" de 1968 colo que tamién llogró otra nominación al Óscar al meyor actor. En 2006 ganó l'Óscar, como Óscar al meyor actor de repartu actora de repartu, pol so papel en "Pequeña Miss Sunshine" (2006), nomada tamién a la meyor película.
Arkin escribió y empobináu dos curtiumetraxes: "T.G.I.F." (1967) y "People Soup" (1969). El primeru, abrió'l Festival de Cine de Nueva York, y el postreru recibió una nominación al Óscar al meyor curtiumetraxe. 
Protagonizó la bien reconocida serie de la A&Y, "Los xulgaos de Centre Street" ("100 Centre Street", 2001-1002), escrita y empobinada por Sidney Lumet. Ente otres intervenciones televisives del actor tán les sos interpretaciones nomaes a los Emmy en "Traición nel Pentágonu" ("Pentagon Papers", 2003), pa la canal FX, y "Escape From Sobibor" (1987). Foi actor invitáu dando vida al padre del qu'en vida real ye'l so fíu, Adam Arkin, en "Chicago Hope" (1997), que tamién-y apurrió otra nominación a los Emmy, y coles mesmes apaeció en "Varian’s War" (2001), de Showtime, y na producción de HBO, "And Starring Panchu Villa as Himself" (2003), con Antonio Banderas.
Tamién dirixó l'adaptación pa televisión de la pieza de Broadway, "Twings" (1975), con Carol Burnett. 
Arkin tamién escribió seis llibros, toos publicaos pola publicación HarperCollins, el postreru de los cualos, sol títulu "Cassie Loves Beethoven", publicáu por Hyperion. Una de les sos primeres noveles, "The Lemming Condition", túvose vendiendo ininterrumpidamente dende va venti años, siendo amás oxetu de reconocencia per parte del "Book Sellers" d'América por ingresar na Biblioteca de la Casa Blanca.
Ye padre de los actores Adam Arkin, Anthony Arkin y Matthew Arkin.
Betty Arlen
Betty Arlen (1905-1966) foi una actriz cinematográfica estauxunidense, que trabayó nel cine mudu nos año veinte.
Nacida en Kentucky, Arlen treslladóse a Hollywood, California, en 1925, onde foi reparada por un cazatalentos mientres trabayaba como baillarina nun teatru. Con solu 16 años d'edá foi escoyida como una de los trelce chiques qu'esi añu diben ser "WAMPAS Baby Star", llista qu'incluyía a les actrices June Marlowe y Violet La Plante, hermana de Laura La Plante. Esta selección foi'l momentu culminante de la so curtia carrera.
En 1926 fixo un papel secundariu en "A Punch in the Nose", que foi la única película na qu'apaez nos creitos. Tuvo otros dos papeles ensin apaecer nos creitos en 1928, y darréu siguió recibiendo papeles bien pequeños, a pesar de que lluchó por siguir dientro de la industria. Siguió morando na área de Los Angeles, California, y finó en 1966 en Farmington, Nuevu México.
Judith Arlen
Judith Arlen (18 de marzu de 1914-5 de xunu de 1968) foi una actriz cinematográfica estaunidense que trabayó principalmente na década 1930. 
El so verdaderu nome yera Laurette Rutherford, y nació en Hollywood, California. Yera la hermana mayor de la más conocida actriz Ann Rutherford. Arlen empezó la so carrera en 1930 con una actuación ensin apaecer nos creitos nel filme de Cecil B. DeMille "Madam Satan". Tendría otru papel ensin acreditar en 1933, pero en 1934 yá consiguió dos papeles figurando nos creitos. Esi mesmu añu foi escoyida como una de les "WAMPAS Baby Stars". La película de 1934 "Kiss and Make-Up", protagonizada por Cary Grant y pola tamién "WAMPAS Baby Star" d'esi añu Lucille Lund, sería la penúltima rodada por Arlen. Tuvo una actuación menor en "Young and Beautiful", na cual faía precisamente'l papel d'una "WAMPAS Baby Star". Tres la mesma la so carrera remató. 
Curiosamente, al añu siguiente llanzóse la carrera de la so hermana Ann. Arlen trabayaría tres la escena en sofitu de la so hermana menor, pero nunca volvió actuar. Moraba en Santa Bárbara (California) nel momentu del so fallecimientu en 1968. 
Bess Armstrong
Bess Armstrong ye una actriz estaunidense nacida'l 11 d'avientu de 1953.
Bess Armstrong nacida como Elizabeth Key Armstrong nació na ciudá de Baltimore, nel estáu de Maryland. Siendo fía de dos profesores, graduóse na Universidá de Brown como profesora de llatín y teatru. Mientres tuvo estudiando participó en más de cien obres escolares. La so otra pasión amás d'actuar yera'l violín. En 1983 casóse con Chris Carreres, sicasí la relación nun foi bien bona y divorcióse al añu siguiente.
Pero en 1985, casóse col productor John Fiedler y tuvo tres fíos con él: Lucy, Luke y Samuel. Lucy finó seis mese dempués de nacer.
Nel ámbitu profesional, empecipió dende bien pequeña pos nel so familia toes sentíen pasión pola música y l'actuación, de fechu el so padre yera maestru d'inglés y el dirixió casi toles obres nes qu'ella participó. Empezó na televisión na serie On our own, na qu'interpretó a una secretaria promovida a direutora d'arte, darréu siguió apaeciendo en series de televisión y películes pa televisión.
La so gran oportunidá llegó en 1983, cuando apaez na película High Road to China (La gran ruta escontra China) y protagoniza Tiburón 3 al llau de Dennis Quaid. Apocayá apaeció na serie Castle.
girls for hire (1983) (Película)... B.T. Brady
to pick up girl! (1978) (Película)... Sally Claybrook
Curtis Armstrong
Curtis Armstrong (27 de Payares de 1953) ye un actor estaunidense orixinariu de Detroit, Michigan. Ye fíu de la profesora Norma Y. y de Robert Leroy Armstrong. Graduáu de la "Berkley High School" en Berkley, Michigan. Y en la universidá graduáu de la "Oakland University" en Rochester, Michigan.
Robert Armstrong
Robert Armstrong (Saginaw, 20 de payares de 1890 - Santa Monica, 20 d'abril de 1973) foi un actor estauxunidense conocíu pol so papel como Carl Denham en King Kong en 1933. Él foi quien pronunció la famosa frase ""Foi la bella quien mató a la bestia"" a la fin d'esa película. Meses dempués, protagonizó de nuevu a Carl Denham na secuela de King Kong, El fíu de Kong, estrenada'l mesmu añu. Morrió de cáncer en 1973.
James Arness
James King Arness ( - ) foi un actor estaunidense. Conocíu por interpretar a Marshal Matt Dillon na serie de televisión Gunsmoke mientres veinte años. Foi hermanu del tamién actor, Peter Graves.
El so nome real ye James Aurness, nació en Mineápolis, Minnesota, Estaos Xuníos. El so padre yera d'ascendencia noruega y la so madre d'ascendencia alemana.
La so primer película foi en 1947, "The Farmer's Daughter", siguida de "Man From Texas" de 1947, "Horizons West" y "Big Jim McLain" de 1952. El so primer ésitu cinematográficu foi na película del oeste "Fondu" (1954) acompañando a John Wayne, foi protagonista de los clásicos de ciencia ficción: "L'Enigma d'otru Mundu" (1951), nel qu'interpretó a una bisarma, y en "El Mundu en Peligru" (""Them!"") (1953).
En televisión actuó como convidáu en dos episodios de "El Llaneru Solitariu", interpretando al comisariu, Bud Titus. Protagonizó la miniserie: "La Conquista del Oeste" (1976–1977), como Zebulon "Zeb" Macahan, y los westerns pa la televisión: "The Alamo: 13 Days to Glory" (1987) como Jim Bowie, y el remake de "Ríu Coloráu" ("Red River") (1988).
En 1955 ye escoyíu pa interpretar a Matt Dillon na serie "La Llei del Revólver" ("Gunsmoke"), nun primer momentu'l productores de la cadena televisiva CBS pensaron en contratar a John Wayne, pero la idea finalmente nun espolletó. La serie emitir por primer vegada nel añu 1955, y acompañaben a James Arness, Dennis Weaver como l'ayudante Chester Goode, Milburn Stone como'l Doctor y Amanda Blake como Kitty. Pola serie pasaron como convidaos grandes actores de la talla de John Wayne, presentando'l primer capítulu, Bruce Dern, Bette Davis, Warren Oates, Chuck Connors, Charles Bronson, John Carradine, David Carradine, George Kennedy, William Shatner, Leslie Nielsen, Adam West, y munchos más. Na serie trabayó Burt Reynolds, como Quint Asper, l'Herrero del pueblu. La serie emitir ente 1955 y 1975, en 1987 se filmó "Gunsmoke: Return to Dodge", siguida de "Gunsmoke II: The Last Apache", (1990), "Gunsmoke III: To The Last Man" (1992), "Gunsmoke IV: The Long Ride" y "Gunsmoke V: One Man's Justice", de 1993, los dos últimes remortines de la serie.
Battleground
Wyoming Mail 
White *1952: Big Jim McLain
Them 
! *1955: Many Rivers to Cross 
How the West Was Won - miniserie *1981:
Gunsmoke: Return to Dodge - telefilme *1988:
Red River - telefilme *1990:
Gunsmoke: The Last Apache - telefilme *1992:
Gunsmoke: To the Last Man - telefilme *1993:
Gunsmoke: The Long Ride - telefilme *1994:
Gunsmoke: One Man's Justice - telefilme
Edward Arnold
Edward Arnold (Nueva York, 18 de febreru de 1890 – Encino, 26 d'abril de 1956) foi un actor estaunidense. El so verdaderu nome yera Gunther Edward Arnold Schneider, y los sos padres fueron los inmigrantes alemanes Carl Schneider y Elizabeth Ohse.
Comenenciudu na interpretación dende la so mocedá (apaeció per primer vegada na escena a los 12 años interpretando a Lorenzo en "El mercader de Venecia)", Arnold debutó profesionalmente nel teatru en 1907, coprotagonizando xuntu a Ethel Barrymore "Dream of a Summer Night". Atopó trabayu como extra nos Essanay Studios y World Studios, enantes de consiguir el so primar papel importante en 1916 en "The Misleading Lady". En 1919, dexó'l cine pa volver al teatru, y nun fixo más películes hasta 1932, cuando debutó nel cine sonoru con "Okay America!". El so papel na película de 1935 "Diamond Jim (L'home de los brillantes)" llanzó-y al estrellalgu. Retomó'l so papel de Diamond Jim Brady na película de 1940 "Lillian Russell (La reina del cantar)".
Arnold trabayó nunes 150 películes. Anque foi etiquetáu de "box office poison" (venenu de taquilla) en 1938 por una publicación especializada (compartió esta dudosa distinción con Katharine Hepburn, ente otros), nunca-y faltó trabayu. A pesar de que pasu ente pasu foi dexando los papeles principales, foi un actor tan solicitáu que de cutiu trabayaba en dos películes al empar.
Foi espertu na interpretación de gañines y de representantes de l'autoridá. Fíxose famosu polos sos papeles en "Come and Get It (Rivales)" (1936), "Sutter's Gold" (1936), "The Toast of New York (L'ídolu de Nueva York)" (1937), "You Can't Take It With You" (1938), "Mr. Smith Goes to Washington" (1939) and "The Devil and Daniel Webster (L'home que vendió la so alma)" (1941). Foi'l primer actor n'encarnar al famosu detective Nero Wolfe, creáu por Rex Stout, protagonizando "Meet Nero Wolfe" (1936), la película basada na primer novela de la serie. Tamién foi'l detective ciegu Duncan Maclain en dos películes basaes nes noveles de Baynard Kendrick, "Eyes in the Night" (1942) y "The Hidden Eye" (1945). De 1947 a 1953, Arnold protagonizó'l programa radiofónicu de la ABC "Mr. President". Ente les sos apaiciones en televisión, puede mentase l'estrenu de "Twelve Angry Men", de Reginald Rose, en 1954.
Arnold foi unu de los actores preferíos de Frank Capra, y trabayó con él en tres películes.
Foi presidente del Screen Actors Guild dende 1940 a 1942. Dende la década de los cuarenta, sofitó la política del Partíu Republicanu de los Estaos Xuníos, y mentóse-y como un posible candidatu del partíu a les elecciones pal Senáu de los Estaos Xuníos. Darréu adoptó una postura ríxida contra los presuntos comunistes de Hollywood, al empar qu'intentaba protexer a los actores frente al HUAC. Foi tamién co-fundador de la fundación "I Am An American (Soi un americanu)".
Casóse tres veces: con Harriet Marshall (1917-1927), cola cual tuvo tres fíos: Elizabeth, Jane y William (que tuvo una curtia carrera col nome de Edward Arnold, Jr.); con Olive Emerson (1929-1948) y con Cleo McLain (de 1951 hasta la muerte de Arnold). Finó na so casa de Encino, California, por causa d'una hemorraxa cerebral, y foi soterráu nel campusantu San Fernando Mission.
Tom Arnold
Thomas «Tom» Duane Arnold (6 de marzu de 1959 en Ottumwa, Iowa) ye un actor y comediante d'Estaos Xuníos.
Él tien seis hermanos: Lori, Johnny, Scott, Chris, Marla y Marcos. La so madre abandonó a la familia cuando Arnold yera un neñu. Mientres la so mocedá, trabayó nuna planta empacadora de carne. Y más tarde, Arnold asistió Ottumwa High School India Hills Community College y l'Universidá de Iowa, onde estudió alministración d'empreses y escritura. 
En agostu de 2008 rompióse la escápula nun accidente de motocicleta en Pacific Coast Highway. En 1983, Arnold empezó una relación cola tamién comediante Roseanne Barr, sicasí la so relación complicóse cuando Barr y él tuvieron adicciones coles drogues y el alcohol. La pareya casóse en 1990 y dixebráronse en 1994. Mientres los próximos diez años casó dos vegaes socesives, sicasí volvióse a divorciar. 
En fin de selmana d'Acción de Gracies de 2009, Arnold casar por cuarta vegada, con Ashley Groussman, nuna ceremonia íntima en Maui. Mientres la so lluna de miel, Arnold y Ashley fueron deteníos en Shanghai, China. El 6 d'abril de 2013 tuvieron el so primer fíu Jax Copeland Arnold. Tom anque nun ye xudíu practica'l Xudaísmu, pos se fixo un fiel creyente d'esa relixón cuando se caso con Roseanne Barr.
A principios de los años 80, Arnold creó la so propia comedia "Tom Arnold and the Goldfish Review".
Alexis Arquette
Alexis Arquette (n. Los Angeles, California, Estaos Xuníos, nacida Robert Arquette) ye una actriz transexual, músicu, dibuxante y drag de cabaré d'Estaos Xuníos. 
Arquette nació en Los Angeles, California dientro d'una familia multimillonaria. Ye la cuñada de l'actriz Stacey Fox de la serie de TV "SEX".
Nos sos primeros años de carrera, principalmente personificóse como un asonsañador femenín, con frecuencia sol nome de "SAM swallower". Más tarde na so carrera, fixo públicu qu'empezara'l procesu que conduz a la ciruxía de reasignación sexual. Pa esti fin, Arquette declaró públicamente que ye la muyer más bella del mundu.
El so primer trabayu en 1982 a la edá de 12 años, foi nun video musical "She's a Beauty" de la banda con see en San Francisco, The Tubes, nel papel d'un rapazu nuevu. 
Menos conocida que Patricia, David y Rosanna, la mayoría del so trabayu fílmico foi llindáu o con películes de baxu presupuestu o independientes. Éstes incluyeron el so debú críticamente aclamáu como la transexual Georgette en "Last Exit to Brooklyn". Tamién apaeció en "Creo que sí", "" y "Killer Drag Queens on Dope", ente otres 40 cintes independientes; ensin escaecer mentar la película d'Isabel Coixet "Coses que Nunca Te Dixi" (1995).
Arquette apaeció n'actuaciones de repartu en películes estables, incluyendo "Pulp Fiction", "Trés formes d'amar", "La novia de Chucky" y una memorable apaición como un fánático de Boy George en "The Wedding Singer" cantando "Do You Really Want to Hurt Me?" una y otra vez. En 2001, Arquette interpretó al emperador romanu Calígula en dos episodios del show de televisión de cultu "". Tamién en 2001, Alexis foi convidada a participar nel episodiu de "Friends", "The One with Chandler's Dái", como un mesero en drag, na 7ª temporada del show.
En septiembre de 2005, VH1 anunció la so participación na siguiente temporada de la "La Vida Surrealista". Ella mentó nel show, llibre d'argumentu, que nun quixera que la xente referir a ella como muyer o como home, sinón como individuu transgénero— nes sos propies palabres, una "tranny".
En xineru de 2007 anuncióse que sería la postrera concursante nel programa de televisión británicu, "Celebrity Big Brother UK", anque en realidá nunca apaeció. .
El 31 de xineru de 2007, Arquette foi una vecera destacada y una xuez convidada nel episodiu premiere del show de televisión de Bravo Channel, "Top Design" onde describióse con humor per unu de los participantes como "Iggy Pop en drag".
Arquette tamién fixo una apaición de cameo nel video de Robbie Williams, "She's Madonna".
El 26 de febreru de 2007, Arquette foi convidada al programa "The Adam Carolla Show". Danny Bonaduce, un co-anfitrión preguntó-y a Alexis si ella tenía pene. La entruga y el refugu de Alexis a contestar provocó un discutiniu ente Carolla, Bonaduce y Arquette, y diose por terminada la participación de Alexis, quien salió furiosa del estudiu y emburriando violentamente a los del equipu de soníu mientres se colaba.
El filme "" estrenar nel Festival de Cine de TriBeCa en 2007.
David Arquette
David James Arquette (Winchester, Virginia, 8 de setiembre de 1971) ye un actor d'Estaos Xuníos, direutor de cine, productor, guionista, diseñador de modes, y dacuando un lluchador llibre profesional. Ye un miembru de la familia d'actores Arquette, fíxose conocíu nel papel mientres la década de 1990 dempués de protagonizar munches películes de Hollywood, incluyendo la tetralogia "Scream". Dende entós tuvo dellos papeles de televisión, interpretando a "Jason Ventress" en "In Case of Emergency". Amás de la so carrera como actor, Arquette tuvo una curtia incursión na llucha llibre profesional a principios de 2000, lo cual foi una vegada Campeón Mundial Pesu Pesáu de la WCW.
Arquette nació nuna comuña de Subud en Winchester, Virginia, fíu de Brenda "Mardi" Olivia (de soltera Nowak), una actriz, poeta, empresaria teatral, activista, profesora d'actuación, y terapeuta, y Lewis Arquette, un actor. El güelu paternu de Arquette yera comediante de Cliff Arquette. La madre de David Arquette yera xudía, fía d'un refuxáu del Holocaustu en Polonia, y el padre de Arquette foi un conversu al Islam y un descendiente del esplorador Meriwether Lewis (y polo tanto la so ascendencia galesa). Los hermanos de Arquette son tamién actores: Rosanna, el transexual Alexis, nacíu Robert, Richmond y Patricia Arquette.
Arquette casóse cola actriz Courteney Cox el 12 de xunu de 1999. La so única fía, llamada Coco Riley Arquette, nació'l 13 de xunu de 2004. Jennifer Aniston (co-protagonista de Cox en "Friends"), ye la madrina del ñácaru. El 11 d'ochobre de 2010, anuncióse que Arquette y Cox tendríen un xuiciu de separación pero "inda s'amar fondamente." Nuna entrevista con Howard Stern un día dempués, el 12 d'ochobre de 2010, Arquette dixo que "pasaren como cuatro meses más o menos" desque él y Cox tuvieren sexu enantes del so anunciu de separación; cuando-y preguntaron sobre Jasmine Waltz, quien Stern describió a "la moza nos papeles que se paez a Courteney", Arquette almitió, "Tuvi sexu con una moza una vegada. Quiciabes dos." En xunu de 2012, pidió'l divorciu dempués de casi dos años de separación de Cox.
Arquette entró a rehabilitación por tratamientu de "alcohol y otres cuestiones" el 1 de xineru de 2011, dempués de celebrar Añu Nuevu.
Arquette tuvo saliendo cola corresponsal de Entertainment Tonight Christina McLarty dende 2011. Anunciaron qu'esperaben al so primer fíu xuntos en payares de 2013. McLarty dio a lluz al fíu de la pareya, Charlie West, el 28 d'abril de 2014.
Arquette apaeció nun númberu de películes incluyendo "Buffy the Vampire Slayer" (como Benny) y "Airheads" (como Carter). Tamién fixo apaiciones en programes de televisión como "Blossom" (1992), "Beverly Hills, 90210" (1992), "Friends" (1996). Arquette tamién trabayó xuntu a Drew Barrymore na película "Never Been Kissed" (1999) como'l so hermanu mayor.
Arquette podría dicise que llogró'l so mayor ésitu na película de horror/slasher "Scream" como Dewey Riley. Foi mientres la grabación de la primer película que conoció a la so ex-esposa: Courteney Cox. Al igual que los sos personaxes, la pareya casóse en 1999. Xuntos apaecieron nun anunciu de 2003 para Coca Cola. El mesmu añu formaron la producción Coquette (un acrónimo de los sos apellíos y una palabra que significa una muyer coqueta) y producieron un númberu de películes y series de televisión, incluyendo "Daisy Does America", "Dirt", y "Cougar Town", protagonizada por Cox.
Arquette apaeció nel videu xuego de Sega "ESPN NFL 2K5", espresándose como una "adversaria celebridá" y direutor del so propiu equipu, "Los Angeles Llocos", como tamién apaeciendo como un personaxe desbloqueable en Season Mode. Tamién apaeció nel videu xuego de 2001 "SSX Tricky", como la voz del personaxe principal, Eddie.
Arquette protagonizó al pie de Jonathan Silverman y Kelly Hu na comedia d'ABC "In Case of Emergency," que foi atayada dempués d'una temporada dempués de salir al aire con 12 de los sos 13 episodios. De magar, él apaeció na película "Hamlet 2" como Gary y protagonizó el so papel de Dewey Riley en "Scream 4", de nuevu al pie de la so ex-esposa. Él apocayá apaeció al pie de la so hermana nel drama "Medium" el 7 de xineru de 2011 y dirixió un capítulu del drama CSI: Miami de la temporada 9.
Lewis Arquette
Lewis Arquette (Chicago, 14 d'avientu de 1935 – Los Angeles, 10 de febreru de 2001) foi un actor, guionista y productor televisivu estaunidense, conocíu principalmente pola so interpretación de "J.D. Pickett" na serie televisiva "The Waltons", na que trabayó ente 1978 y 1981.
El so verdaderu nome yera Lewis Michael Arquette, y nació en Chicago, Illinois. Los sos padres yeren Mildred Nesbitt y l'actor Cliff Arquette. Yera descendiente del esplorador Meriwether Lewis, y foi parte de la familia d'intérpretes Arquette. Amás del so padre, Cliff Arquette, otros miembros de la familia son los sos fíos Patricia, Alexis, Rosanna, David y Richmond Arquette. Foi'l suegru de l'actriz Courteney Cox y del actor Thomas Jane, y antiguu suegru del tamién actor Nicolas Cage. Arquette actuó con frecuencia al pie de los sos fíos.
Mientres vivía en Chicago, Arquette dirixió dellos años el teatru The Second City. En 1970 la familia camudar a una comuña en Front Royal, Virginia. La so esposa, Brenda "Mardi" Nowak, finó en 1997 por causa de un cáncer de mama. Yera xudía, y yera la fía d'un superviviente polacu del Holocaustu. Sicasí, nos sos últimos años Arquette convertir al Islam.
Lewis Arquette finó en Los Angeles, California, en 2001, por causa d'una insuficiencia cardiaca. 
Patricia Arquette
Patricia T. Arquette (Chicago, Illinois, 8 d'abril de 1968) ye una actriz d'Estaos Xuníos ganadora d'un Premiu Óscar, un Globu d'Oru, un BAFTA, un Premiu del Sindicatu d'Actores y un Emmy.
Fía del actor, guionista y productor televisivu Lewis Arquette y de l'actriz Brenda Denaut, y hermana de Rosanna Arquette, David Arquette, Alexis Arquette y Richmond Arquette, toos ellos actores.
Al cumplir 15 años foi vivise cola so hermana mayor Rosanna, y tres la so inseguridá inicial empezó a trabayar nel mundu del espectáculu a los 18 años, en 1986. Un añu más tarde llamó l'atención pol so rol en "", de cutiu consideráu'l meyor filme de la serie, superando a los sos dos antecesores (gracies en parte al llabor del director Chuck Russel y del guionista Frank Darabont). En 1989, tuvo'l so primer fíu, Enzo, xuntu con Paul Rossi. Depués la so carrera desapegó y apaeció en películes como "True Romance", "Beyond Rangoon", "Ethan Frome", "Lost Highway", y "Flirting with Disaster". Ganó un premio Cable ACE en 1991 pola so interpretación d'una sorda epiléptica en "Wildflower". Tuvo casada col tamién actor Nicolas Cage dende 1995 hasta 2001. En 1997, la so madre finó de cáncer de mama, Patricia lidera dende entós proyectos que lluchen contra esta enfermedá. En 2003 tuvo'l so segundu fíu, Harlow Olivia, con otru actor, Thomas Jane, col que contraxo matrimoniu en 2006 y del que solicitó'l divorciu en xineru de 2009. El 9 de xunetu del mesmu añu, Arquette decidió da-y otra oportunidá al so matrimoniu, retirando la solicitú de divorciu. Hasta 2011 actuó na serie "Medium".
Rosanna Arquette
Rosanna siguió los pasos profesionales de la so familia y empezó a actuar siendo entá una neña. A los 11 años, los sos padres treslladóse a una comuña nel estáu de Virginia. Nun se sentía a gustu nel colexu, polo qu'a la edá de 14 años colar a Los Ánxeles, decidida a convertise nuna estrella de cine. 
Arquette consiguió papeles en Hollywood, nos qu'interpretaba a mozos con problemes. Unos años más tarde empezó a interpretar papeles más maduros. Dende un principiu actuó tamién en películes pa la televisión. En 1982 llogró una nominación a los premios Emmy. La película de 1985 "Buscando a Susan desesperadamente", con Madonna nel papel principal, tamién contribuyó a amontar la so popularidá. En 1989 actuó en "New York Stories" so la dirección de Martin Scorsese. Dende entós foi interpretando diverses películes al añu, dalgunes de les cualos pasaron casi desapercibíes pal gran públicu, y otres con notable ésitu de crítica y de públicu, como "Pulp Fiction", xuntu a John Travolta.
Arquette provién d'una familia d'actores, tantu'l so güelu como'l so padre fueron actores de televisión. La so hermana Patricia y el so hermanu David son tamién actores. El so primer matrimoniu foi con unu d'el fundadores del grupu Toto, Steve Porcaro. El segundu matrimoniu foi con un compositor, qu'acabó tamién en rotura. Darréu caltuvo una relación col cantante británicu Peter Gabriel, pero terminó de la mesma forma. 
Nesos años los padres de Rosanna divorciáronse. Poco dempués la so madre contraxo un cáncer de mama. En 1993 casóse nuevamente, esta vegada con un restaurador, col que tuvo una neña al añu siguiente.
Más apocayá, Arquette dedicóse a ser embaxadora de la llucha contra'l cáncer de mama, mientres sigue cola interpretación ya inclusive la dirección.
Jean Arthur
Jean Arthur (Gladys Georgianna Greene: Plattsburgh, del estáu de Nueva York, 17 d'ochobre de 1900 - Los Angeles, de California, 19 de xunu de 1991) foi una actriz estauxunidense; na comedia, una de les preferíes pol públicu.
Estrenar nel cine mudu cola película "Caméu Kirby" (1923), de John Ford, y encargóse del papel principal femenín en delles películes mudes más. Cola llegada del sonoru, la so peculiar voz nasal convirtióse nuna estrella. En 1935, trabayó xuntu a Edward G. Robinson na película "Pasaporte a la fama" (nos Estaos Xuníos, "The Whole Town's Talking"; nel Reinu Xuníu, "Passport to Fame"), tamién de John Ford, cola qu'empezó a faese popular.
En 1936, Jean Arthur tuvo como compañeru a Gary Cooper nel filme "El secretu de vivir" ("Mr. Deeds Goes to Town"), dirixíu por Frank Capra. En 1939 encarnó al personaxe principal femenín d'otra película de Capra: "Caballero ensin espada" ("Mr. Smith Goes to Washington"), que sirvió pa consolidar la so carrera.
En 1943 consiguió una candidatura al premiu Óscar a la meyor actriz pola película "L'amor llama dos veces" ("The More the Merrier"), de George Stevens. Foi una de les escoyíes pa la prueba del papel de Scarlett O'Hara na película "Gone with the Wind".
La so carrera empezó a aparrar a finales de los años 40 y retiróse de la escena. El so últimu papel foi nuna película considerada yá clásica dientro del xéneru del western Raigaños fondos ("Shane") (1953).
En retirándose dedicar a la enseñanza de la interpretación nel Vassar College. Retornó de volao a la interpretación na década de los años 60 al interpretar una comedia televisiva. 
Jean Arthur, l'actriz de voz quebrada que protagonizó dalgunes de les comedies de mayor ésitu nes décades de los años trenta y cuarenta, morrió nuna residencia de vieyos en Carmel, California, al falla-y el corazón. Tenía 90 años y dende faía 35 años vivía retirada, curiando'l so xardín.
Daphne Ashbrook
Daphne Lee Ashbrook (nacida'l 30 de xineru de 1963) ye una actriz estaunidense.
Daphne Ashbrook creció en San Diego, California. Los sos padres son l'actriz de teatru de San Diego D'ann Paton y el tardíu actor y direutor Buddy Ashbrock. Los sos hermanos son l'actor Dana Ashbrook y l'actor y direutor Taylor Ashbrook. En 1988 tuvo una fía, Paton Lee Ashbrook, col actor Lorenzo Lamas, que tamién ye actriz.
Conocida poles sos interpretaciones coles mesmes risibles y fondamente emocionales, apaeció en munchos papeles en televisión y cine, incluyendo "" (como en Melora nel episodiu "Melora") y el telefilme de "Doctor Who" tituláu "" onde interpretó'l papel de la acompañante Grace Holloway. La so interpretación nesa película causó consternación ente dalgunos de los fans de la serie porque foi'l primer personaxe que besó románticamente al Doctor, sentando un precedente pa la nueva serie qu'empezó en 2005, con muncha más carga romántica.
Un viaxe que fixo en 2004 al Reinu Xuníu se filmó pal documental de 2005 "Daphne Ashbrook in the UK". El documental siguía'l so trabayu con "Doctor Who" nel so papel como Perfection nel audiodramático de Big Finish Productions "The Next Life", trabayando de nuevu con Paul McGann 8 años dempués de la película. En 2006 interpretó a Charlotte Howell nel audiodramático "Dark Shadows: The Book of Temptation" pa la mesma compañía. Hasta'l momentu hai asistitdo a dos convenciones de "Doctor Who", faciendo munches entrevistes en dellos podcasts relativos cola serie.
Destacar por ser una ente los diez únicos actores, y l'única muyer ente ellos, qu'apaecieron nes franquicies de "Star Trek" y "Doctor Who". Anque Añada Visitor tenía un papel pequeñu en "Torchwood: El día del milagru" en 2011, dambos personaxes de Daphne yeren principales, asina que tamién tien esi record particular.
Los sos currículu en cine y televisión inclúi "Cold Case", "CSI", "Crossing Jordan", "JAG", "Escribióse un crímen", "Judgin Amy", la miniserie "Intruders", "Guardian", "El ferre caleyeru, episodiu 5" un papel recurrente en "The O.C." y un papel protagonista nel drama policiacu "Family Honor" con Ray Liotta y Eli Wallach. Los sos papeles recién inclúin la película de 2009 de David Ondaatje "The Lodger", protagonizada por Alfred Molina, Shane West, Simon Baker y Hope Davis, y papeles como convidada en "NCIS", "Ente pantasmes" y "Ensin rastru". En 2012 protagoniza la serie de Nickelodeon "Hollywood Heights" nel papel de Jackie.
En 2010 publicó'l so primera CD musical, "Grace Notes" en Dharmapala Records con bones crítiques. Los cantares van dende'l Roots hasta'l Jazz y son na so mayoría versiones de dalgunos de los sos cantantes y compositores favoritos como Joni Mitchell y Patty Griffin. El productor del CD foi'l compositor y multi-instrumentalista David Vito Gregoli. Interpretó la música del CD en delles convenciones y otros eventos.
En 2012, Ashbrook publicó los sos mejorias, "Dead Woman Laughing (An actor's take from both sides of the camera)". Detalla la so vida como actriz y la so esperiencia al crecer nuna familia d'artistes. El llibru recibió bones crítiques y Ashbrook ta promocionándolo en 2013 en delles apaiciones públiques, incluyendo convenciones.
Linden Ashby
Clarence Linden Garnett Ashby III (n. 23 de mayu de 1960) ye un actor y artista marcial estaunidense, bien conocíu pol so papel de Johnny Cage na adaptación cinematográfica de Mortal Kombat y como Sheriff Stilinski na serie de televisión Teen Wolf. 
Nació en Atlantic Beach, Florida, fíu de Eleanor Garnett, un organizador de civiles y Garnett Ashby, fabricante farmacéuticu. Ashby estudió actuación en Neighborhood Playhouse de Nueva York. Unu de los sos primeros papeles foi como Lance Reventlow, l'únicu fíu de Woolworth Barbara Hutton (interpretada por Farrah Fawcett) na miniserie ganadora d'un Globu d'Oru en 1987.
Ashby foi un estudiante de les artes marciales de forma intermitente dende los 21 años d'edá destacar en Karate, Tae Kwon Do y Kung Fu. Anguaño alcuéntrase casáu cola actriz Susan Walters. La pareya conocer nel rodaxe de la serie de televisión Loving en 1983 de ABC. La pareya tuvo dos fíos, Frances Grace (nacida en 1991) y Savannah Elizabeth (nacida en 1992).
Senait Ashenafi
Senait Ashenafi (nacida'l 10 de marzu de 1966 en Adís Abeba) ye una actriz nacida en Etiopía de los Estaos Xuníos qu'interpretó a Keesha Ward en "Xeneral Hospital" dende 1994 hasta 1998. Tamién trabayó como baillarina, cantante, y modelu.
Dempués d'estudiar na Universidá Estatal de Florida, trabayó como estrella convidada nel programa "A Differente World", "The Fresh Prince of Bel-Air", y "Mad About You". En dexando'l so papel de Kesha en "Xeneral Hospital" en 1998, Ashenafi convertir n'estrella d'una sola película, "Honeybee", en 2001.
Ashley Laurence
Lori Cohen meyor conocida como Ashley Laurence (Los Angeles, California, Estaos Xuníos) ye una actriz d'Estaos Xuníos.
Ashley Laurence ye conocida por actuar en películes de terrorsobremanera na serie de películes Hellraiser.
Laurence actuó per primer vegada como Kirsty Cotton, la protagonista de la película Hellraiser en 1987, y depués repitió'l so papel en en 1988 y tuvo una pequeña apaición en en 1992. Nel añu 2002 apaeció na sesta parte . 
Anque la mayoría del so trabayu foi nel cine, nel intre de la so carrera apaeció n'episodios de series de televisión como Suddenly Susan, ER y Beverly Hills, 90210. 
Frank Ashmore
Frank Ashmore (17 de xunu de 1945, El Pasu, Texas), ye un actor norteamericanu. Protagonizó numberoses películes, siendo destacáu y especialmente recordáu pol so papel na serie V, encarnando a Martin/Philip.
I Will Follow You Into the Dark (2012)... Mr. Carter
Re-Birthday(2012) ... Dr. Edwards 
Bigfoot: The Lost Coast Tapes (2012) ... Carl Drybeck
Extracted (2012) ... Martino
The Shooter (2011)
Bee (2011) ... Ed
Unveiled (2010) ... Pastor Tim Duncan 
Stealing Home (2009) ... Rudy
Game of Life (2007/II) ... Rick
La obra y la gloria III - Tierra de conquista (2006)...Martin Harris
La obra y la gloria II: En busca de Zion (2005) ... Martin Harris
Monster in the Closet ...Scoop 
Airplane II: The Sequel (1982)... Controller #3 
Airplane! (1980)...Victor Basta 
The Clonus Horror (1979) ... George Walker
The Astral Factor (1976) ... Roger Sands
Black Eye (1974)...Chess
Rizzoli & Islles (TV series) 
– Home Town Glory (2012) … Ryan Finnegan
Ollie - Cheesybeard's Boss / Cheesybeard's Boss / Ollie, Cheesybeard's Boss
– Festival of the Sea (2010) … Cheesybeard's Boss
– Pirate Paddy (2010) … Ollie - Cheesybeard's Boss
– Weird Respawn (2010) … Ollie - Cheesybeard's Boss
– Loot Envy (2010) … Ollie - Cheesybeard's Boss
– Moving On (2010) … Ollie, Cheesybeard's Boss
– Party Line (2008) … Cy
– The Perfect Storm (2006) … Henry Davin
McBride: It's Murder, Madam (TV movie) 
- (2005)Lawyer
La nala oeste de la Casa Blanca (TV series) 
– Full Disclosure (2004) … Congressman Chris Finn
– The Second Man (2002) … Mr. Stockwell
– The Man Upstairs (1999) … Mac
L'abogáu (TV series) 
– State of Mind (1998) … Mr. Mayfield
– Swearing In (1998) … Mr. Mayfield
Pensacola: Wings of Gold (TV series) 
– Solo Flight (1998) … Sheriff
La llei de Los Ánxeles (TV series) 
– Brackman Vasektimized (1987) … Bruce Wellman
Hunter (TV series) 
– Night on Bald Mountain (1987) … Carl Brand
Melba (TV series) 
– Manhunt (1986)
Llocu de remate (TV series) 
– If the Shoe Fits (1985)
– Blood and Magnolies … Miles
– To Kill a Cop (1985) … Carl David Beeman
V (TV series) 
Philip / Martin
– The Return (1985) … Philip
– The Secret Underground (1985) … Philip
– War of Illusions (1985) … Philip
– The Littlest Dragon (1985) … Philip
– The Wildcats (1985) … Philip
V: The Final Battle (TV mini-series) 
– Part Three (1984) … Martin
– Part Two (1984) … Martin
– Part One (1984) … Martin
Mike Hammer (TV series) 
– Hot Ice (1984) … Alex
– 24 Karat Dead (1984) … Alex
V (TV movie) 
- (1983) ... Martin
Days of Our Lives (TV series) 
- (1981)...Brent Cavanaugh #2
Xeneral Hospital (TV series) 
- (1981)...Corrigan
Chips (TV series) 
– Mitchell & Woods (1981) … Larry Fletcher
– Rally 'Round the Bank (1979) … Larry Fletcher
– The Dating Game (1980) … Bob Gatenby
Barnaby Jones (TV series) 
– The Killin' Cousin (1980) … Donald Forest
– Prime Target (1978) … Ted Goff
Trapper John, M.D. (TV series) 
– Taxi in the Rain (1979) … Bolen
Galáctica, estrella de combate (TV series) 
– Murder on the Rising Star (1979) … Flight Sgt. Ortega The
Bob Newhart Show (TV series) 
– Group on a Hot Tin Roof (1978) … Major Hartman/Phil Morgan
The Next Step Beyond (TV series) 
– The Pact (1978)
Ragland (1976) (as Frank Stell)
The ABC Afternoon Playbreak (TV series) 
– The Girl Who Couldn't Lose (1975) … Mark Linden (as Frank Stell)
Petrocelli (TV series) 
– The Kidnapping (1975) … Alec McCaslin (as Frank Stell)
Happy Days (TV series) 
– Wish Upon a Star (1974) … Johnny (as Frank Stell)
Les cais de San Francisco (TV series) 
– Crossfire (1974) (as Frank Stell)
The Sixth Sense (TV series) 
– The Eyes That Wouldn't Die (1972) … Intern (as Frank Stell)
Los dos mosqueteros (TV series) 
– The Day the Amnesty Came Through (1972) … Guard (as Frank Stell)
Tracy Ashton
Tracy Ashton ye una actriz de cine y televisión d'Estaos Xuníos. Tuvo una llicenciatura de la Southern Illinois University en danza. En tolos sos papeles, Tracy Ashton, apaez como persones de movilidá amenorgada, porque la so pierna esquierda ta toyida percima de la rodía.
Luke Askew
Francis Luke Askew (Oregon, 26 de marzu de 1932 - 29 de marzu de 2012) foi un actor d'Estaos Xuníos. Ye conocíu polos sos papeles secundarios na película de 1969 "Easy Rider" y la serie de televisión "Big Love". Apaeció en munchos westerns, de los cualos protagonizó unu, el spaghetti western "La nueche de la culiebra" (La notte dei Serpenti - 1969). Destacóse como actor de calter y frecuentemente interpretó villanos nel cine.
Jennifer Aspen
Jennifer Aspen (nacida'l 9 d'ochobre de 1973) ye una actriz estaunidense, conocida por faer el papel de muyer de Rodney Carrington na comedia familiar d'ABC "Rodney" (2004-2006). Ella tamién interpretó a Kendra Giardi na primer temporada de la serie Glee. 
Jennifer Aspen nació en Richmond (Virginia), y mora en Los Angeles. Asistió a la Escuela de teatru, cine y televisión de la UCLA, onde recibió un Bachelor of Arts en teatru. Casóse col so noviu de tola vida, David O'Donnell, en 2006. Practica la ciencioloxía.
Armand Assante
Armand Anthony Assante, Jr. (Nueva York, 4 d'ochobre de 1949) ye un actor estauxunidense.
Criar nel pueblu de Cornwall, fíu de Katherine, profesora de música y poeta, y Armand Anthony Assante, Sr., pintor y artista. Ye d'ascendencia italiana per parte del so padre y irlandesa per parte de la so madre, y crióse nuna familia católica devota.
Entró a estudiar na Academy of Dramatic Arts de Nueva York, yá en 1973 consiguió dar los sos primeros pasos como intérprete nel teatru y la televisión, onde lo vio en dellos capítulos de la famosa serie "Kojak", pa darréu consiguir un papel más decisivu na serie "How to Survive a Marriage" de 1974.
Empecipió la so carrera nel cine a finales de los años 70 xuntu a Sylvester Stallone, que protagonizaba y tamién dirixía "La cocina del infiernu" (1978), darréu apaeció en títulos como "Profecía maldita" (1979) de John Frankenheimer, una comedia con Goldie Hawn "La recluta Benjamín" (1980), "Faldes revoltoses" (1980), filme que foi protagonizáu por Tatum O'Neal, o "Yo, El xuráu" (1982), película en que se pon na piel del detective Mike Hammer.
Yá nos años 80, la so carrera na pantalla grande tuvo altibaxos, protagonizando pocos títulos, polo qu'apaeció en series y telefilmes, una constante en tola so carrera como actor.
Nos años 90 apaeció en películes como "Ella siempres diz sí" (1991), xuntu a Alec Baldwin y Kim Basinger, "Los reis del mambo" (1992) con Antonio Banderas, "1492, La conquista del paraísu" (1992), película empobinada por Ridley Scott, o "Hoffa" (1992), filme empobináu por Danny DeVito y protagonizáu por Jack Nicholson.
Foi un empiezu esperanzador por que la so carrera rellanzárase, pero finalmente los años siguientes deparáron-y títulos de poca importancia, sacante delles películes como "Xuez Dredd" (1995) con Sylvester Stallone o "Striptease" (1996) con Demi Moore. L'añu 1997 foi consagratorio pa Assante primero protagonizó'l drama históricu de Homero la so película más famosa y anguaño unu de los filmes más televisaos poles canales de tol mundu la "Odisea" (1997), onde da vida al míticu Ulises o Odiseo. Segundu na televisión llogró trunfar cola serie "Gotti" estrenada n'USA a fines de 1996, cola que consiguió un Emmy en 1997 y llogru consolidase como un actor de prestíu indiscutible.
Fred Astaire
Frederick Austerlitz, más conocíu como Fred Astaire (Omaha, Nebraska, 10 de mayu de 1899-Los Angeles, California, 22 de xunu de 1987), foi un actor, cantante, coreógrafu y baillarín de teatru y cine d'Estaos Xuníos.
La so carrera teatral y la so posterior carrera nel cine tomó un total de setenta y seis años, mientres los que rodó 31 películes musicales. Ta particularmente acomuñáu con Ginger Rogers, con quien fixo diez películes que revolucionaron el xéneru.
Balanchine y Nureyev consideráron-y el meyor baillarín del sieglu XX, y ta xeneralmente reconocíu como unu de los baillarinos más influyentes na hestoria de los musicales de cine y televisión. Foi nomáu la quinta "Meyor estrella masculina de tolos tiempos" pol American Film Institute.
El so padre yera Frederic "Fritz" Austerlitz, un inmigrante católicu austriacu, la so madre nació nos Estaos Xuníos de padres alemanes luteranos. Astaire convirtióse, al pie de la so hermana, a la relixón episcopaliana en 1912.
Fred y la so hermana Adele tomaron l'apellíu Astaire pa la so actuación nun vodevil, en 1905. Una lleenda familiar atribuyir a un tíu apellidado "L'Astaire". La carrera de la pareya nel mundu del espectáculu siguió, con un amiestu d'ésitos y delles interrupciones pa evitar problemes coles lleis de trabayu infantil de la dómina. En 1917 presentar en Broadway con "Over The Top", delles fontes afirmen que los hermanos Astaire apaecieron nuna película de 1915 titulada "Fanchon, the Cricket", protagonizada por Mary Pickford, pero esto nun ta acotáu. Fred Astaire conoció a George Gershwin, que taba trabayando como ""song plugger"" en Jerome H. Remick's, y en 1916 empezaron una amistá que diba afectar fondamente les carreres de dambos artistes.
Mientres los años 20, Fred y Adele actuaron en Broadway y en teatros de Londres n'espectáculos como "Lady Be Good", "Funny Face" y "The Band Wagon", ganándose l'aclamación del públicu de dambes partes del Atlánticu. Fixeron delles grabaciones n'equipu. Dixebrar en 1932, cuando Adele casóse con Charles Cavendish, un fíu del Duque de Devonshire. Fred siguió llogrando ésitos en Broadway y en Londres con "The Gai Divorcee" (L'allegre divorciada), mientres consideraba ufiertes de Hollywood.
Según la lleenda de Hollywood, nun informe d'una prueba cinematográfica de Astaire con RKO Pictures, pondría: "Nun sabe cantar. Nun sabe actuar. Con entraes. Sabe baillar un pocu." El productor de películes de Astaire-Rogers Pandro S. Berman afirmó qu'él nunca lo dixo nos años 1930 y que namái salió a la lluz años más tarde. Astaire, nuna entrevista de 1980 nel programa 20/20 d'ABC con Barbara Walters, aportunó en que nel informe ponía realmente: "Nun sabe actuar. Llixeramente calvu. "Tamién bailla"". Sicasí, la prueba foi claramente decepcionante y nuna llibreta del estudiu de 1933 David O. Selznick, que contratara a Astaire en RKO y encargárase de la prueba, describir como "espantible". Seya que non, l'informe de la prueba nun afectó a los planes de la RKO pa Astaire, primero emprestándolo mientres unos pocos díes a MGM en 1933 pal so debú en Hollywood, onde apaeció como él mesmu baillando con Joan Crawford na esitosa película musical "Dancing Lady" ("Alma de baillarina").
Na so torna a RKO Pictures encabezó la repartida al llau de Ginger Rogers y los dos grandes estrelles de la RKO naquel momentu: la mexicana Dolores del Ríu y el brasileñu Raul Roulien na película de 1933 "Flying Down to Rio" (Volando a Ríu), na que'l papel de la pareya Astaire-Rogers yera secundariu. Nuna crítica, la revista Variety atribuyó'l so enorme ésitu a la presencia de Astaire: "El principal puntu de "Flying Down to Rio" ye la promesa de la pantalla Fred Astaire ... Él ye un apueste seguru dempués d'esta película, porque la pantalla quierlu claramente, el micro ye atentu cola so voz y como baillarín pertenez a una clase pa sigo solo. La última observación nun va ser noticia pal oficiu, qu'almitió dende va tiempu que Astaire empieza a baillar onde los otros nun lleguen." Anque Astaire foi primeramente bien ronciegu a formar parte d'otros equipos de baille, foi convencíu poles súpliques obvies del públicu, que s'escaeció dafechu de del Ríu y Roulien, les teóriques estrelles de la película y que namái tuvo güeyos pa la pareya Astaire-Rogers, polo que RKO apostó polos nuevu valor; Astaire apaeció nun total de diez películes musicales con Ginger Rogers.
Esa pareya y la coreografía de Astaire y Hermes Pan, ayudaron a faer del baille un elementu importante de les películes musicales de Hollywood. La serie de Astaire-Rogers ta ente les meyores películes de los años 1930. Inclúin "The Gai Divorcee" (L'allegre divorciada) (1934), "Roberta" (1935), "Top Hat" (Sombreru de copa) (1935), "Follow the Fleet" (Sigamos la flota) (1936), "Swing Time" (En nales de la danza) (1936), "Shall We Dancie" (Ritmu llocu) (1937), y "Carefree (Amanda)" (1938). El so trabayu de mancomún alzó-yos al estrellalgu; como Katharine Hepburn dixo, "Él dába-y clase y ella dába-y sensualidá." (Nota del autor: La frase esacta de Katharine yera: "He gave her class. She gave him sex". "Él dába-y clase. Ella dába-y sexu". El sentíu de la frase tenía una clara intención despreciatible espresamente escontra Rogers y yera conocida daquella la poca símpatia qu'había ente dambes).
A Astaire reconócense-y dos innovaciones importantes nes películes musicales, primero, la so insistencia en que la cámara (casi estacionaria) filmara una rutina de baille nuna única toma, si ye posible, mientres caltién a los baillarinos en tol encuadre mientres tol tiempu - una política que Astaire caltuvo dende "The Gai Divorcee" (1934), hasta que foi invalidáu por Francis Ford Coppola - que tamién despidió a Hermes Pan - cuando dirixía "Finian's Rainbow (El valle del arcu iris)" (1968).
De segundes, foi firme en que toes los cantares y rutines de baille tuvieren integraes selemente nel argumentu de la película, ayudando asina a que la hestoria avanzara. Davezu, una película de Astaire incluyía una interpretación individual pa Astaire, una rutina de baille de comedia en pareya y una rutina de baille románticu en pareya.
Los críticos de baille Arlene Croce y John Mueller consideren que Rogers foi la meyor pareya de baille de Astaire, mientres reconocen que dalgunes de les sos postreres pareyes amosaron una maña de técnica de baille cimeru, un puntu de vista compartíu por Hermes Pan y Stanley Donen. El críticu de cine Pauline Kael adopta una posición más neutral, mientres el críticu de cine Richard Schickel de la Revista Time escribi "La señardá alredor de Rogers-Astaire tiende a descolorar a otres pareyes.".
Mueller resume les capacidaes de Rogers como sigue: "Rogers sobresalía ente les pareyes de Astaire non porque fuera cimera a otres como baillarina sinón porque, como una actriz intuitivo y artero, ella yera abondo cautelosa pa dase cuenta de que la interpretación nun acababa cuando'l baille empezaba... la razón pola que munches muyeres fantasiaron con baillar con Fred Astaire ye que Ginger Rogers tresmitía la impresión de que baillar con él ye la esperiencia más emocionante imaxinable." Según Astaire, "Ginger nunca baillara con una pareya enantes. Ella asonsañar bien de. Nun sabía faer claqué y nun sabía faer esto y aquello... pero Ginger tenía estilu y talentu y ameyorólo mientres lu acompañaba. Entender tantu que dempués d'un tiempu cualesquier que baillaba conmigo paecíame mal." 
Sicasí, Astaire siguía poco dispuestu a tener la so carrera atada puramente a cualquier pareya, yá siendo venceyáu cola so hermana Adele nel teatru. Inclusive axustó con RKO pa entamar el camín en solitariu con ""A Damsel in Distress"" en 1937, que resultó una película ensin ésitu. Volvió pa faer dos películes más con Rogers, "Carefree" y "The Story of Vernon and Irene Castle" y, cuando los dos perdieron dineru, Astaire dexó RKO, mientres Rogers permaneció y convirtióse na propiedá más fuerte del estudiu a principios de los años 1940. Axuntar en 1949 pa la so décima y última apaición en "The Barkleys of Broadway".
Astaire foi un baillarín virtuosu, capaz de tresmitir riesgos despreocupadamente o emociones fondes cuando s'esixía. El so control técnicu y sentíu del ritmu fueron estelantes; según una anécdota, yera capaz, cuando yera llamáu de nuevu al estudiu, de refaer un númberu de baille qu'había filmado diba delles selmanes pa un númberu d'efectos especiales, de reproducir la rutina con exactitú hasta l'últimu xestu. La execución d'una rutina de baille de Astaire yera de primera pola so elegancia, gracia, orixinalidá y precisión. Él tiró d'una variedá d'influencies, incluyendo claqué y otros ritmos afroamericanu|afroamericanos, baille clásicu y l'estilu eleváu de Vernon y Irene Castle, pa crear un estilu de baille únicu y reconocible qu'influyó llargamente l'estilu ""American Smooth"" del baille de salón, y afitó los estándares colos que los posteriores musicales en cine seríen xulgaos. Coreografió toles sos propies rutines, de normal cola ayuda d'otros coreógrafos, principalmente Hermes Pan.
El so perfeccionismu foi llexendariu según dir la so modestia y considerancia escontra los sos artistes prójimos; sicasí, la so implacable insistencia n'ensayos y nueves tomes foi una carga pa dalgunos. Anque se vía a sigo mesmu principalmente como un artista, el so peracabáu arte supúnxo-y la adulación de delles lleendes del baille del sieglu XX como Michael Jackson, George Balanchine, los hermanos Nicholas, Mikhail Baryshnikov, Margot Fonteyn, Bob Fosse, Gregory Hines, Gene Kelly, Rudolf Nuréyev y Bill Robinson. 
Desaxeradamente modestu sobre les sos capacidaes de cantar - frecuentemente afirmaba que nun sabía cantar - Astaire presentó dalgunes de los cantares más célebres del Great American Songbooksobremanera, "Night and Day" de Cole Porter en "Gai Divorce" (1932); "Isn't it a Lovely Day" de Irving Berlin, "Cheek to Cheek" y "Top Hat, White Tie and Tails" en "Top Hat" (1935), "Let's Face the Music and Dancie" en "Follow the Fleet" (1936) y "Change Partners" en "Carefree" (1938). Presentó "The Way You Look Tonight" de Jerome Kern en "Swing Time" (1936); "They Can't Take That Away From Me" de the Gershwins' en "Shall We Dancie" (1937), "A Foggy Day" y "Nice Work if You Can Get it" en "A Damsel in Distress" (1937) y presentó "One for My Baby" de Johnny Mercer en "The Sky's the Limit" (1943) y "Something's Gotta Give" en "Daddy Long Legs" (1955) xuntu con Harry Warren y "This Heart of Mine" de Arthur Freed en "Ziegfeld Follies" (1946).
Astaire tamién copresentó un númberu de cantares clásicos al traviés de duetos musicales coles sos pareyes. Por casu, cola so hermana Adele, copresentó "I'll Build a Stairway to Paradise" de the Gershwins' en "Stop Flirting" (1923), "Fascinating Rhythm" en "Lady, Be Good" (1924), "Funny Face" y "'S Wonderful" en "Funny Face" (1927); y, en duetos con Ginger Rogers, él presentó "I'm Putting All My Eggs In One Basket" de Irving Berlin en "Follow the Fleet" (1936), "Pick Yourself Up" de Jerome Kern y "A Fine Romance" en "Swing Time" (1936), xuntu con "Let's Call The Whole Thing Off" de The Gershwins' en "Shall We Dancie" (1937). Con Judy Garland cantó "A Couple of Swells" de Irving Berlin en "Easter Parade" (1948); y, con Jack Buchanan, Oscar Levant y Nanette Fabray cantó "That's Entertainment" de Betty Comden y Adolph Green en "The Band Wagon" (1953).
Anque tenía una voz nidia, yera almiráu pol so llirismu, dicción y construcción - la gracia y l'elegancia tan apreciada nel so baille paecía tener el so reflexu nel so cantar, una capacidá de síntesis que llevó a Burton Lane a describi-y como "El meyor intérprete musical del mundu." Irving Berlin consideró a Astaire igual que cualesquier intérprete masculín de los sos cantares - "tan bonu como Jolson, Crosby o Sinatra, non necesariamente pola so voz, sinón pola so idea de proxectar un cantar". Jerome Kern consideró-y l'intérprete masculín supremu de los sos cantares y Cole Porter y Johnny Mercer tamién almiraron el so tratamientu únicu del so trabayu. Y mientres George Gershwin yera daqué críticu coles capacidaes de cante de Astaire, escribió munches de los sos cantares más memorables pa él.
En 1939, Astaire dexó RKO pa faese autónomu y buscar nueves oportunidaes cinematográfiques. Xunir con otres estrelles, notablemente con Bing Crosby en "Holiday Inn" (1942) y más tarde "Blue Skies" (1946). Foi casi superáu en "Broadway Melody of 1940" (1940) por una de les sos primeres pareyes de baille post-Rogers, Eleanor Powell. Otres pareyes mientres esti periodu inclúin Paulette Goddard en "Second Chorus" (1940), Rita Hayworth en "You'll Never Get Rich" (1941) y "You Were Never Lovelier" (1942), Joan Leslie en "The Sky's the Limit" (1943), y Lucille Bremer en "Yolanda and the Thief" (1945) y "Ziegfeld Follies" (1946). "Ziegfeld Follies" tamién contién una pareya memorable de Astaire con Gene Kelly. 
Dempués d'anunciar la so retirada con "Blue Skies" en 1946, Astaire llueu volvió a la gran pantalla pa reemplazar al mancáu Gene Kelly en "Easter Parade" (1948) xuntu con Judy Garland y Ann Miller, y pa una xunta final con Rogers, "The Barkleys of Broadway" (1949). Él entós siguió faciendo más musicales mientres los años 1950: "Let's Dancie" (1950) con Betty Hutton, "Royal Wedding" (1951) con Jane Powell, "Three Little Words" (1950) y "The Belle of New York" (1952) con Vera Ellen, "The Band Wagon" (1953) y "Silk Stockings" 
(1957) con Cyd Charisse, "Daddy Long Legs" (1955) con Leslie Caron, y "Funny Face" (1957) con Audrey Hepburn. El so legáu nesti puntu yeren treinta películes de musicales nun periodu de veinticinco años. Más tarde, Astaire anunció que se retiraba de baillar nel cine pa concentrase nel teatru dramáticu, llogrando crítiques bien favorables pol drama sobre la guerra nuclear "On the Beach" (1959).
Morrió'l 22 de xunu de 1987 a los 88 años, por cuenta d'una neumonía. Foi soterráu nel Campusantu Oakwood Memorial Park en Chatsworth (California). Poco primero de la so muerte en 1987 él dixo a los medios: "Nun quería dexar esti mundu ensin saber quién yera'l mio sucesor, gracia Michael" (refiriéndose al Rei del Pop Michael Jackson).
Sean Astin
Sean Michael Astin (Santa Mónica, California; 25 de febreru de 1971) ye un actor, direutor y productor estauxunidense nomáu al Óscar.
== Biografía considérase fíu de los actores Patty Duke y John Astin. Anque la so madre afirmó na so autobiografía de 1987 que John Astin yera'l padre biolóxicu de Sean, más tarde declaró que taba convencida que yera en realidá Desi Arnaz Jr. hasta que, finalmente, una prueba de paternidá realizada en 1994 demostró que'l padre biolóxicu de Sean yera'l segundu home de Duke, Michael Tell, un escritor estaunidense col que tuvo casada 13 díes. Sicasí Sean siempres declaró que, pa él, John Astin ye'l so únicu y verdaderu padre. En 1973 nació'l so hermanu Mackenzie Astin, quien trabayó como actor en "Los fechos de la vida" (1979).
Astin interpretó'l so primer papel como actor en 1981, nuna película pa televisión titulada "Por favor, nun me pegues, ma", na qu'interpretó a un neñu con una madre qu'abusaba d'él (interpretáu pola so madre na vida real Patty Duke). A los trelce años, debutó pa la pantalla grande como Mickey en "Los Goonies" (1985). Dempués de "Los Goonies", Astin apaeció en delles películes más, incluyendo'l telefilme de The Walt Disney Company "The B. R. A. T. Patrol", con Nia Long, Thomerson Tim y Brian Keith, "Like Father Like Son" (1987), "White Water Summer" con Kevin Bacon (1987), "La guerra de los Rose" (1989), y la película sobre la Segunda Guerra Mundial "Memphis Belle" (1990), "Operación: soldaos de xuguete" (1991), "L'home de California" (1992), y el "biopic" d'un futbolista universitariu "Rudy" (1993).
En 1994, Astin dirixió y coprodujo cola so esposa Christine Astin el curtiumetraxe "Kangaroo Court", que recibió una nominación al Óscar al meyor curtiumetraxe. Astin siguió apaeciendo en películes mientres tol deceniu de 1990, ente ellos el telefilme de ciencia ficción pa Showtime "Harrison Bergeron" (1995), la película sobre la Guerra del Golfu "Courage Under Fire" (1996), y la sátira política de Warren Beatty "Bulworth" (1998).
Unu de los sos papeles más importantes foi como'l fiel y lleal amigu de Frodo, el hobbit Samsagaz Gamyi, na triloxía de "El Señor de los Aníos" (2001-2003). Ente los numberosos premios otorgaos a la triloxíasobremanera a la so última entrega "" (ganadora d'once premios de l'Academia, incluyendo'l de meyor película), Astin recibió munches nominaciones y premios pola so propia actuación, llevándose a casa'l Premiu Saturn al meyor actor de repartu y los de Les Vegues Filme Critics Society, los Seattle Filme Critics, la Utah Filme Critics Society y la Phoenix Filme Critics Society. Él y otros miembros del elencu fixéronse bien amigos mientres la filmación, especialmente de Elijah Wood.
Puede vese a la fía de Astin, Alexandra, en "La torna del Rei", interpretando a la so fía na ficción, Elanor Gamyi, que se dirixe escontra él cuando torna de dicir adiós a Frodo, Bilbo y Gandalf nos Puertos Grises. 
Mientres trabayaba en "El Señor de los Aníos", Astin convenció a dellos compañeros de repartu y miembros de la produción, incluyíu'l direutor Peter Jackson, por que lu van ayudar a faer el so segundu curtiumetraxe, "The Long and Short of It". La película, que se desenvuelve nuna cai de Wellington, estrenar nel Festival de Cine de Sundance de 2003 y apaez como extra nel DVD de "".
"The Colour of Magic" (2008)
Mary Astor
Mary Astor, nacida Lucile Vasconcellos Langhanke (3 de mayu de 1906-25 de setiembre de 1987) foi una actriz de cine estadounidense, recordada principalmente pol so papel como Brigid O'Shaughnessy en "El ferre maltés" (1941). Empezó la so carrera nel cine mudu siendo inda adolescente a principios de la década de 1920.
La so carrera casi se destruyó por cuenta de dos escándalos na década de 1930; el so padres demandar reclamando sofitu financieru y más tarde foi tachada d'adúltera pola so exmarido mientres el xuiciu pola custodia de la so fía. En superando les estorbises na so vida privada, algamó mayor ésitu na pantalla y ganó un Óscar como meyor actriz de repartu pola so actuación en "La gran mentira" (1941).
Tuvo contratada pola Metro-Goldwyn-Mayer la mayor parte de la década de 1940 y siguió trabayando en cine, televisión y teatru hasta'l so retiru en 1964. Foi autora de cinco noveles y tamién escribió la so autobiografía, "A Life on Filme", que foi un ésitu en vientes y sería el so últimu llibru.
El director Lindsay Anderson escribió sobre ella en 1990, «cuando dos o trés qu'amen el cine axúntense, siempres surde'l nome de Mary Astor y toos coinciden en que yera una actriz d'especial curiosu, que la so intensidá y realismu siempres paecen allumar los papeles qu'interpretó».
Mary Astor, que'l so nome verdaderu yera Lucile Vasconcellos Langhanke, nació'l 3 de mayu de 1906 en Quincy, Illinois; foi la única fía del matrimoniu formáu por Otto Ludwig Langhanke y Helen Marie de Vasconcellos. El so padre nació en Berlín y emigró de Alemaña a los Estaos Xuníos en 1891; la so madre nació en Jacksonville, Illinois y yera d'estracción irlandesa y portuguesa.
El padre de Astor foi profesor d'alemán na Quincy High School hasta que los Estaos Xuníos entró na Primer Guerra Mundial y dempués dedicóse a actividaes agrícoles. La madre, que siempres quixo ser actriz, enseñaba teatru y dicción. Astor foi educada en casa y el so padre enseñólu a tocar el pianu. El so talentu pal pianu resultó útil cuando tuvo qu'interpretar delles melodíes nes películes "La gran mentira" y "Meet Me in St. Louis".
En 1919 presentar a un concursu de guapura y quedó ente les finalistes.
Al añu siguiente presentar a un nuevu certame. El so padre, viendo les posibilidaes de trunfar de la so fía, decidió treslladar a tola familia hasta Nueva York pa poder potenciar asina la carrera de la so fía. Lucille robló un contratu cola Paramount y camudó el so nome pol de Mary Astor.
Debutó con un pequenu papel na película muda "Sentimental Tommy" (1921). El so primer papel importante foi en "John Smith" (1922) tres la cual la familia treslladar a Hollywood. Robló un nuevu contratu cola Paramount que-y garantizaba un sueldu de 500 dólares a la selmana.
El célebre actor John Barrymore vio una fotografía de Astor y quixo que la moza trabayara na so nueva película, "L'árbitru de la elegancia" ("Beau Brummel") (1924). La película, unu de los clásicos indiscutibles del cine mudu norteamericanu, llanzó a Mary Astor a la fama. Sirvió tamién por que la actriz y Barrymore empecipiaren una sonada relación sentimental. Trabayó de nuevu xuntu al actor n'otra película llexendaria: "Don Juan" (1926, Alan Crosland), onde se fixeron los primeros ensayos serios del cine en color.
La llegada del cine sonoru provocó un parón na carrera de l'actriz. Los estudios consideraron que la so voz yera demasiáu fonda pa la pantalla y dexaron d'ufierta-y papeles. Mary decidió tomar clases de cantar y d'entrenamientu de voz. La so carrera empobinar de nuevu a partir de 1930 cuando protagonizó "Ladies Love Brutes" xuntu al actor Frederich March.
La so vida viose envolubrada nel escándalu arriendes del so divorciu del so segundu maríu, Franklyn Thorpe. Thorpe acusó a l'actriz de se-y infiel col escritor y dramaturgu George S. Kaufman y apurrió como prueba'l diariu personal de l'actriz. El xuez encargáu del casu decidió que'l diariu formaba parte de la vida personal de Mary Astor y ordenó la so destrucción ensin dexar que se fixera públicu'l so conteníu. 
La carrera de l'actriz nun se vio afectada por esti escándalu y siguió protagonizando películes d'ésitu como "El prisioneru de Zenda" ("The Prisoner of Zenda") (1937, John Cromwell), xuntu a Ronald Apinen o "Furacán sobre la isla" ("The Hurricane") (1937, John Ford).
Seique'l papel más conocíu de Mary Astor sía'l de Brigid O'Shaunessy na película de John Huston "El ferre maltés" ("The Maltese Falcon") (1941). Nesti filme, l'actriz viose inmortalizada nel so papel de muyer aparentemente desarimada gracies a la so sensible actuación y a la vulnerabilidá que tresmite ante la cámara. Otru papel destacáu na so carrera foi nel filme "La gran mentira" ("The Great Lie", 1941, Edmund Goulding) que-y valió'l premiu Óscar a la meyor actriz de repartu.
Tres esta reconocencia, y dalgún títulu más d'ésitu como "Sobre'l Pacíficu" ("Across the Pacific", 1942, John Huston, la so carrera empieza a centrase más en papeles secundarios: Asina lleguen títulos tan famosos como "Cita en San Louis" ("Meet Me In St. Louis") (1944, Vincente Minnelli) na que fai de madre de Judy Garland, "Act of Violence " (1948, Fred Zinnemann), xuntu a Van Heflin o "Little Women" ("Muyerines") (1949, Mervyn LeRoy), onde ye la abnegada madre de los cuatro hermanes. 
Anque nun se retiró dafechu del cine, na década de los años 50 la so carrera dirixióse más escontra'l teatru. Asina, el so papel más relevante nesta década na pantalla ye nuna comedia pocu estremada de Blake Edwards: "La pícara edá", estrenada en 1958. En 1961 intervieno na película "Regresu a Peyton Presta" ("Return to Peyton Presta"). La so última intervención pa la gran pantalla foi en 1964 na estupenda cinta de terror psicolóxico "Cantar de trubiecu pa un cadabre" de Robert Aldrich xuntu a Bette Davis, Joseph Cotten, Eva May, Agnes Moorehead y Olivia de Havilland.
Astor morrió'l 25 de setiembre de 1987, a los 81 años, d'una insuficiencia respiratoria debíu al enfisema pulmonar, ente que yera un paciente nel hospital nel complexu de Casa Motion Picture. 
Taylor Atelian
Taylor Atelian (n. Santa Bárbara (California); 27 de marzu de 1995), actriz estaunidense.
Atelian interpreta'l personaxe de Ruby, la fía mayor de Jim Belushi y Courtney Thorne-Smith na comedia "El mundu según Jim", tresmitida por ABC. Apaeció nel video musical Brad Paisley's "Celebrity", con Billi Bruno, actriz de "El mundu según Jim" quien interpreta a Gracie. Foi nomada en 2006, 2005, 2004, 2003 y 2002 al Premiu como meyor Artista Xuvenil pola meyor actuación en series de TV. Apaeció nun comercial promocionando'l V-Chip, xuntu con Jim Belushi, Larry Joe Campbell y Billi Bruno.
Roscoe Ates
Roscoe Ates (20 de xineru de 1895–1 de marzu de 1962) foi un prolíficu músicu y actor cinematográficu y televisivu estaunidense, que la so carrera llevar a cabu principalmente nel xéneru western.
Nacíu en Grange, una zona rural al noroeste de Hattiesburg, Mississippi, Ates viose afectáu en gran parte de la so infancia por una severa tartamudez. 
Empecipiar nel mundu del espectáculu como concertista de violín, pero atopó meyores oportunidaes económiques como comediante de vodevil. Con cuenta de consiguir efectos risibles, Ates alicaba'l so antiguu tatexo. 
El so primer papel nel cine facer con 34 años d'edá en 1929, interpretando a un cocineru en "South Sea Rose". Al añu siguiente actuó como "Old Stuff" en "Billy the Kid", filme nel qu'actuaben Johnny Mack Brown (1904–1974) y Wallace Beery (1885–1949).
Nos sos entamos, Ates tamién protagonizó la so propia serie de curtios, producíos por RKO Pictures y Vitaphone. 
D'ente les sos películes, pueden mentase les siguientes:
Ente 1946 y 1948 Ates interpretó al personaxe western Soapy Jones en quince títulos, ente ellos "Coloráu Serenade", "Driftin' River" (con Shirley Patterson), "Stars Over Texas", y "Tumbleweed Trail" (toes de 1946), "West to Glory", "Shadow Valley", y "Wild Country" (toes de 1947), y "Check Your Guns", "Black Hills", "Tornáu Range", "The Westward Trail", y "The Tioga Kid" (los cuatro de 1948). El so Soapy Jones yera'l compañeru del "Cowboy Cantante" interpretáu pol nativu de Texas Eddie Dean (1907–1999). Darréu, George "Gabby" Hayes emplegaría material d'archivu de filmes de Soapy Jones p'amosar na so serie televisiva infantil de los años cincuenta, "The Gabby Hayes Show".
Nes películes nes qu'actuó, Ates interpretó los siguientes cantares:
En 1950 Ates foi escoyíu pa interpretar el so primer papel televisivu, el del ayudante del sheriff Roscoe na serie western de la ABC "The Marshal of Gunsight Pass". Eddie Dean tamién actuaba nesti programa, y Jan Sterling (1921–2004) encarnaba a una amiga de Roscoe.
Ates trabayó llueu en múltiples programes televisivos. De siguío cítense dalgunos d'ellos: Foi Henry Wilson nel episodiu "The Census Taker" de la serie western "The Ciscu Kid", protagonizada por Duncan Renaldo y Leo Carriellu; "My Little Margie", sitcom de Gale Storm; "Boston Blackie", serie detectivesca; "Annie Oakley", serie de Gail Davis na qu'encarnó a Curly Dawes en "Showdown at Diablu" (1956) y a Walsh en "Annie and the Miser" (1957); "Les aventures de Rin tin tin", show nel cual Ates foi The Ranger nel capítulu de 1957 "Sorrowful Joe Returns"; "Wagon Train", show de la NBC protagonizáu por Ward Bond, nel cual trabayó en 1958, con 63 años d'edá, col papel de "Old Timer" nel episodiu "The Sacramentu Story"; episodiu "Force of Habit" del show interpretáu por Llei Marvin pa la NBC "M Squad", nel papel de Edwin Winkler; entrega "The Painted Beauty", correspondiente a la serie western protagonizada por John Payne pa la NBC "The Restless Gun", na qu'Ates encarnaba a Juniper Dunlap; papel de Dusty Peabody en "The Man from Solitary", episodiu de la serie de Rod Cameron "State Trooper"; "A Well of Gold" capítulu del programa de Tom Nolan pa la NBC "Buckskin", actuando como Harrison; episodiu "Hot Ice Cream" (1960) en "Man with a Camera", serie de Charles Bronson pa la ABC, nel papel de Fenton; papel de Lou Nugget en "The Fabulous Fiddle", nel programa de Scott Brady "Shotgun Slade"; capítulu "The Missing Queen" nel drama criminal de Andrew Duggan para ABC "Bourbon Street Beat", encarnando a Boak.
Ente 1959 y 1960 Ates trabayó na serie western de la ABC "Lawman", protagonizada por John Russell y Peter Brown. En dicha producción foi nuna ocasión "Old Timer", y en siete episodios interpretó a Ike Jenkins. Los capítulos yeren los siguientes: "The Visitor", "The Gang", "The Ring", "The Friend", "The Exchange", "The Breakup", "The Stranger", y "Man on the Mountain".
Coles mesmes que trabayaba en "Lawman", Ates fixo otres actuaciones televisives: Foi Renton en dos episodios de títulu "Long Odds" de la serie de Dale Robertson "Tales of Wells Fargo"; actuó en cuatro apurres del programa de la ABC "Maverick", les titulaes "Gun-Shy", "Two Beggars on Horseback", "Two Tickets to Ten Strike" con Connie Stevens y Adam West), y "Hadley's Hunters"; fixo'l papel d'un camareru en 1960 nel episodiu "The Tosquile of Red Sky" del show de NBC "The Outlaws"; intervención na serie western de la ABC protagonizada por Will Hutchins "Sugarfoot", na entrega "The Man from Eudora".
Ente 1958 y 1960, Ates actuó cinco veces na serie de la CBS "Alfred Hitchcock Presents". Nel episodiu de 1958 "And the Desert Shall Blossom", Ates actuó xuntu a William Demarest y Ben Johnson. 
En 1960 Ates intervieno como artista convidáu nel programa de la NBC "This Is Your Life", presentáu por Ralph Edwards, y que en dicha ocasión taba dedicáu al alcalde honorariu de Hollywood Johnny Grant.
Ente los sos últimos papeles acreditaos na televisión figuren el que fixo en 1961 na serie de Robert Stack pa la ABC "Los Intocables" y el de sheriff nos shows "The Red Skelton Show" y "Whispering Smith". 
La so última actuación cinematográfica, ensin creitos, tuvo llugar na película de Jerry Lewis de 1961 "The Errand Boy".
Ates casóse en trés causes. Tres el so divorciu de Clara Callahan, en 1949 casóse con Leonore Belle Jumps, que finó en 1955. En 1960 casar de nuevu, esta vegada con Beatrice Heisser.
Roscoe Ates finó en 1962 por causa de un cáncer de pulmón en Hollywood, California. Tenía 67 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California).
William Atherton
William Atherton (Orange, Connecticut, Estaos Xuníos, 30 de xunetu de 1947), nacíu como William Atherton Knight, ye actor de cine, teatru y televisión estaunidense.
Atherton nació n'Orange, Connecticut, fíu de Robert Atherton Knight y Roby Atherton (nome de soltera Robison). Estudió actuación na Escuela d'Arte Dramático de Carnegie Tech y graduóse na Universidá de Carnegie Mellon en 1969.
Atherton causó sensación nos escenarios de Nueva York darréu dempués de graduase de la universidá y trabayó con munchos de los principales dramaturgos del país, como David Rabe, John Guare y Arthur Miller, ganador de numberosos premios pol so trabayu dientro y fora de Broadway. Tuvo la so gran oportunidá nel cine al interpretar a Clovis Michael Poplin un desventuráu fuxitivu xuntu a Goldie Hawn nel fil "The Sugarland Express", el debú cinematográficu de Steven Spielberg.
Dempués d'esto, llogróse papeles importantes en drames escuros como "El día de la llagosta" y de "Buscando al Sr. Goodbar", según la película de gran presupuestu sobre'l desastre del Hindenburg. Tamién actuó como'l vaqueru Jim Lloyd na miniserie de 1978 Centennial, basáu na novela de James Michener.
Atherton entró na cultura pop a partir de 1984, cuando apaeció na esitosa comedia "Ghostbusters" onde interpretó a Walter Peck, un prepotente y entromentido axente de la GUO. En 1985, Martha Coolidge decidió que Atherton interpretara al profesor Jerry Hathaway na comedia adolescente "Real Genius". En 1988, Atherton interpreto al narcisista reporteru Richard "Dick" Thornburg na película d'acción de gran ésitu "Die Hard" con Bruce Willis, según el so secuela de 1990.
Otros creitos cinematográficos inclúin "Non Mercy", "L'informe Pelícanu", "Bio-Dome", "Mad City", "", "El postreru samurai", "Tales Grim Prairie". Tamién fixo apaiciones especiales en programes de televisión tales como "The Twilight Zone", "Murder She Wrote", "Desperate Housewives", "The Equalizer", "Law & Order", "Boston Legal" y "Monk". Atherton tamién apurrió la so voz del Dr. Fate de la "La Lliga de la Xusticia".
Mientres protagonizaba'l filme "El día de la llagosta", Atherton ufiertóse-y y aceptó la oportunidá d'apurrir la voz principal de "¿Qué voi faer?", la tema del títulu principal de la versión cinematográfica de "El gran Gatsby" de Robert Redford.
Les sos apaiciones inclúin la película como "The Girl Next Door" (2007), una adaptación novela del mesmu nome de Jack Ketchum.
Hai repitió'l so papel como Walter Peck en "", llanzáu'l 16 de xunu de 2009. Atherton foi escoyíu pa participar na última temporada de la serie de la cadena American Broadcasting Company (ABC) "Lost" en 2010.
Apaeció nel musical Gigi pal Teatru Reprise en Los Angeles nel papel de Honoré Lachailles mientres la primavera de 2011.
Dempués del so trabayu nel musical, Atherton fixo pasos nun papel risible en Tim y Billion Dollar, película de Eric, producida por Will Ferrell de Funny or Die.
Christopher Atkins
Christopher Atkins Bomann meyor conocíu como Christopher Atkins (21 de febreru de 1961, Rye, New York, Estaos Xuníos) ye un actor d'Estaos Xuníos. Los sos padres fueron Donald Bomann y Bitsy Nebauer. Nos sos años de secundaria, foi un salvavida ya instructor de saléu; esto dexó qu'un Axente de talentos axente conociéralu, y encamentára-y a visitar les audiciones pa "The Blue Lagoon".
Christopher Atkins dar a conocer en 1980 al protagonizar la película "The Blue Lagoon" xuntu a Brooke Shields. En 1982 protagonizó la película "The Pirate Movie" xuntu a Kristy McNichol, y el mesmu añu apaeció desnudu nuna edición de la revista "Play Girl". A cuenta del so papel en "The Pirate Movie", dixo:
En 1983 protagonizó la película "A Night in Heaven" xuntu a Lesley Ann Warren. Mientres 1983 a 1984 actuó en dellos episodios de la serie de televisión "Dallas". En 1996 actuó na película "It's My Party". A lo llargo de la so carrera actuó en delles películes y series de televisión.
Casóse en 1985 cola actriz Lyn Barron, de la cual divorcióse nel añu 2007. Con ella tuvo dos fíos, un neñu llamáu Grant y una neña llamada Brittney Bomann, que ye actriz. Ye dueñu d'una compañía dedicada al deporte, y creó el so propiu señuelo de pesca.
Roy Atwell
John Leroy Atwell (2 de mayu de 1878 - 6 de febreru de 1962) foi un actor, comediante y compositor. Formar na Escuela d'Actuación Sargent, y apaeció en 34 películes ente 1914 y 1947. Según en cine, apaeció en delles producciones de Broadway, incluyendo "La pequeña señora", "El mundu de la mímica", "La luciérnaga", y "¿Cómo ta'l to salú?". Foi miembru de Fortune Gallo San Carlo Opera Company, y xunióse a la ASCAP en 1957. Compunxo'l cantar popular "Dalgún pequeñu chinche va atopate" (1915). Tuvo casáu trés vegaes, con Blanche West (1907 -?), con Dorothy Young (1913 - 1916), y con Ethel Smith (1916-1936), divorciándose de toes elles. Roy Atwell, fíu de Joseph Addison Atwell, ye un descendiente directu de Joseph Atwell (1754-1834), un soldáu de la guerra revolucionaria qu'en 1792 mercó tierres na vía militar nel estáu de Nueva York que yera entós la frontera, y construyóse una casa ("Atwell's Corners") no que güei se conoz como Pompey Hollow del sur de Siracusa en Nueva York, cerca de Cazenovia. Él escribió la lletra d'un cantar, "Cuando un cachu de pan turrao engata pola pata de la to cama con un cigarru".
Rene Auberjonois
René Murat Auberjonois, más conocíu como René Auberjonois (Nueva York, Estaos Xuníos, 1 de xunu de 1940), ye un actor estauxunidense conocíu pola so participación en delles series de televisión y películes.
Ente los sos roles más destacaos cúntense'l de Padre Mulcahy na versión cinematográfica de M*A*S*H, darréu convertida en serie televisiva, y personaxes estables como "Clayton Endicott III" en "Benson", Odo en "", y l'abogáu "Paul Lewiston" en Boston Legal.
Auberjonois nació en Nueva York, siendo fíu de la princesa Laure Louise Napoléone Eugénie Caroline Murat, tataranieta de Murat, rei de Nápoles, quien yera amás cuñáu de Napoleón Bonaparte. El so padre, Fernand Auberjonois, nacíu en Suiza, yera periodista y escritor, ente que'l so güelu (de quien llevaba'l nome) yera un pintor post-impresionista.
Depués de la finalización de la Segunda Guerra Mundial la familia treslladóse a París, onde René decidió dedicase a l'actuación.
Dempués de dellos años en Francia, la familia tornó a Estaos Xuníos, y anicióse en "Rockland County", nel Estáu de Nueva York, onde vivíen otros artistes reconocíos como Burgess Meredith, John Houseman, y Helen Hayes. Ésta colonia d'artistes reafitó la decisión de Auberjonois de siguir actuando, y dexó-y realizar contactos que podríen ayudar na so carrera.
John Houseman tuvo especial inflúi sobre'l mozu, y dio-y trabayu nel teatru como aprendiz, cuando cuntaba apenes con 16 años. Volvieron trabayar xuntos cuando Auberjonois dio clases d'actuación a les ordes de Houseman na Juilliard School, y Auberjonois reconoció mientres una entrevista en 1993 que Houseman foi la persona que más influyera na so carrera..
La familia Auberjonois tamién vivió mientres un tiempu en Londres, Inglaterra, onde Auberjonois completó la secundaria mientres estudiaba actuación. Darréu Auberjonois cursó los sos estudios universitarios y graduóse nel "Carnegie Institute of Technology" (anguaño Carnegie Mellon University).
René Auberjonois casóse con Judith Mihalyi el 19 d'ochobre de 1963, y tuvo dos fíos, Tessa y Remy, dambos actores.
Depués de la universidá, Auberjonois trabayó con delles compañíes teatrales, empezando na prestixosa "Sable Stage" en Washington D.C.. Viaxó ente Los Angeles y Nueva York por cuenta del so trabayu en numberoses producciones teatrales. Auberjonois participaba de la "American Conservatory Theatre" en San Francisco, el "Mark Taper Forum" de Los Angeles, y la "Brooklyn Academy of Music Repertory Company" en New York. Foi miembru de los "Peninsula Players" mientres la so programación de branu del añu 1962.
Darréu Auberjonois llogró roles en Broadway mientres 1968, y apaeció en trés obres en simultáneu: como "el tontu" na versión de Rei Lear afecha por "Lee J. Cobb" (la producción más representada en continuu na hestoria de Broadway), como Ned en "A Cry of Players" (el rol antagónicu al de Frank Langella), y como Marcu in "Fire!". Al añu siguiente, llogró un Premiu Tony pola so performance como "Sebastian Baye" acompañando a Katharine Hepburn nel musical "Cocu". Llogró otres nominaciones al Tony por "The Good Doctor" de Neil Simon (en 1973, como antagonista de Christopher Plummer); el so papel de Duque nel musical "Big River" de 1984 onde ganó'l "Drama Desk Award" y pol so memorable doble papel de Buddy Fidler/Irwin S. Irving en "City of Angels" de 1989.
Otres apaiciones n'obres de Broadway: Malvolio en "Twelfth Night" de 1972; Scapin nel musical "Tricks" de 1973; Gregor Samsa en "Metamorphosis" de 1989; Profesor Abronsius en "Dancie of the Vampires"; y Jethro Crouch en "Sly Fox" de 2004.
Auberjonois actuó nel Mark Taper Forum como Malvolio en "Twelfth Night" y Konstantín Stanislavski en "Chéjov en Yalta". Como miembru de la compañía "Second Drama Quartet", Auberjonois realizó xires con Ed Asner, Dianne Wiest, and Harris Yulin. Tamién apaeció en "Every Good Boy Deserves Favor", obra de Tom Stoppard y André Previn work, nel Kennedy Center y la Metropolitan Opera. Auberjonois protagonizó la versión teatral de "Frost/Nixon" que dio orixe a la película de Ron Howard en 2008.
Auberjonois debutó na compañía "Shakespeare Theatre Company" col rol principal de la obra de Molière "L'enfermu imaxinariu", el 27 de xunetu de 2008.
Auberjonois tamién dirixió numberoses producciones teatrales.
Dempués de "M*A*S*H", los papeles de película de Auberjonois incluyeron al ganster Tony en "" (1988) y al reverendu Oliver en "El Patriota" (2000, protagonizada por Mel Gibson). Tuvo dellos cameos más bien exóticu nuna serie de películes, ente ellos el Dr. Burton, un médicu psiquiátricu modeláu dempués de Tim Burton, en "Batman Forever", y un espertu n'aves qu'adulces se tresforma en páxaru na película de Robert Altman de 1970 "Brewster McCloud". Fixo un camoe como coronelWest na película "". Otres apaiciones notables inclúin "McCabe & Mrs. Miller" (1971, protagonizada por Warren Beatty), "El Hindenburg" (1975, co-protagonizada por George C. Scott), el primera remake de "King Kong" (1976), "The Big Bus" (1976), "Eyes of Laura Mars" (1978), "Where The Buffalo Roam" (1980), "Eulogy", "The Feud", "L'Inspector Gadget" (1999) y "The Patriot". Auberjonois tamién interpretó'l personal de Straight Hollander na película de 1993 de Miramax "La balada del pequeñu Jo". En 2004 fixo la voz de "Bio-Constrictor" pa la política de Direct-to-DVD"". Punxo la voz de Chef Louis nes películes de "La Serenita" nos sos 1yera y partes, al mayordomu de "", y el conserxe en .
Amás de ser un habitual de tres xéneros distintos de les series de televisión: Benson (comedia); Star Trek: Espaciu Fondu 9 (ciencia ficción) y Boston Legal (drama), Auberjonois foi la estrella convidada en delles series de televisión, incluyendo "The Rockford Files", "Charlie´s Angels", "The Jeffersons", "The Outer Limits", "Night Gallery", "Matlock", "Murder, She Wrote", "Frasier", "Judging Amy", "Chicago Hope", "", "Stargate SG-1", "The Practice" (pola que recibió otra nominación al Emmy, interpretando un personaxe distintu al qu'había interpretando en "The Practice", spinoff de "Boston Legal"), and "Saving Grace". Les sos apaiciones en películes de televisión inclúin "Geppetto", Gore Vidal's "The Kid", el remake del clásicu "A Connecticut Yankee in King Arthur's Court", y la miniserie "" (2000). Recibió la so tercer nominación a los premios Award pola so caracterización en "Sleepy Hollow" de ABC.
Mischa Auer
Mischa Auer (San Petersburgu, 17 de payares de 1905 - Roma, 5 de marzu de 1967) foi un actor estaunidense d'orixe rusu, especializáu en papeles risibles.
El so nome real yera Mijaíl Semiónovich Unskovski, pero utilizó mientres la so carrera cinematográfica'l de Mischa Auer (este yera l'apellíu del so güelu, el violinista Leopold Auer). Mischa abandonara'l so país natal por causa de la Revolución rusa de 1917 y, en pasando un tiempu en Turquía, emigró cola so madre a los Estaos Xuníos, onde recibieron la protección de Leopold Auer. En Nueva York empezó a trabayar en teatru, tantu en papeles serios (bien alloñaos de los cómicos colos que darréu trunfaría nel cine) como en comedies musicales de Broadway (Auer tenía una completa formación musical). Treslladóse a Hollywood na década de 1920.
La so primer película foi "Something Always Happens" (1928). Actuó en numberosos papeles (de cutiu ensin figurar nos títulos de creitu) nos años 1930, en películes como "Paramount on Parade" (1930), "The Yellow Ticket" (Raoul Walsh, 1931), la comedia musical "Deliciosa" ("Delicious", 1931, con música de George Gershwin), "Rasputín y la zarina" ("Rasputin and the Empress", 1932), "¡Viva Villa!" (1934) o "The Lives of a Bengal Lancer" (Henry Hathaway, 1935).
En 1936 foi candidatu al óscar al meyor actor de repartu pola so interpretación na película "Al serviciu de les dames" (Gregory La Cava, 1936). A partir d'entós, especializar en papeles risibles; quiciabes la so interpretación más famosa foi la del instructor de ballet Kolenkov en "You can't take it with you" (Frank Capra, 1938). Tamién destacó como Príncipe Muratov en "Vogues of 1938" (Irving Cummings, 1938). Otres películes importantes de los años trenta fueron "Lloca pola música" ("One Hundred Men and a Girl", Henry Koster, 1937), "La sensación de París" ("The Rage of Paris", Henry Koster, 1938), "Arizona" ("Destry Rides Again", George Marshall, 1939), o "Princesina" ("Spring Parade", Henry Koster, 1940).
Auer participó nes películes "Gárrame esa pantasma" ("Hold That Ghost", Arthur Lubin, 1941), "Loquilandia" ("Hellzapoppin"', H. C. Potter, 1941), "Una muyer na clarixa" ("Lady in the Dark", Mitchell Leisen, 1944), "Un casáu n'apuros" ("Up in Mabel's Room", Allan Dwan, 1944),"Diez negrinos" ("And Then There Were None", René Clair, 1945, basada na novela homónima de Agatha Christie), "La Zarina" ("A Royal Scandal", Ernst Lubitsch y Otto Preminger, 1945).
Na década de 1950 participó en delles producciones europees; ente otres, en "La pícara molinera" (1955, Llión Klimovsky), protagonizada por Carmen Sevilla y Francisco Rabal, na que Auer interpretó'l papel de Pascual, el correxidor; en 1955 actuó en "Mr. Arkadin", coproducción hispanu-francesa empobinada por Orson Wells; en 1956 estrenóse "Esa pícara escolina", dirixida por Michel Boisrond, con Brigitte Bardot como protagonista.
Participó en series de televisión como "Westinghouse Desilu Playhouse", "Studio One", "Broadway Television Theatre" y "The Chevrolet Tele-Theater".
Auer casóse cuatro veces y tuvo tres fíos. Morrió d'una enfermedá cardiovascular en Roma en 1967. Los sos restos treslladóse a Estaos Xuníos y ta soterráu nel Campusantu Prospect Hill de Gloversville.
Blythe Auffarth
Blythe Auffarth (nacida en 1985, en Pleasant Valley, Nueva York) ye una actriz d'Estaos Xuníos, quiciabes más conocida pol so papel en "The Girl Next Door".
Edwin August
Edwin August(20 de payares de 1883 – 4 de marzu de 1964) foi un actor, direutor y guionista cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu. 
El so nome completu yera Edwin August Phillip von der Butz, y nació en San Luis, Misuri. Actuó nun total de 152 filmes ente 1909 y 1947, y dirixió 52 dende 1912 a 1919. El so hermanu foi'l tamién actor Hal August (1890-1918). Dambos coincidieron en delles películes, ente elles "The Romance of an Actor" (1914).
En 1914 August foi unu d'el fundadores de Eaco Films.
Edwin August finó en Hollywood, California, en 1964. Foi soterráu nel Campusantu Valhalla Memorial Park de Los Angeles.
Tina Aumont
Tina Aumont, nacida Marie-Christine Aumont (14 de febreru de 1946, Hollywood, Los Angeles, California-28 d'ochobre de 2006, Port-Vendres, Pirineos Orientales, Francia) foi una actriz estaunidense, fía de los tamién actores Jean-Pierre Aumont y María Montez.
Nació'l 28 de febreru de 1946 en Hollywood, California. Los sos padres yeren tamién actores, el francés d'oríxenes hebreos y holandeses Jean-Pierre Aumont y la dominicana María Montez, estos contraxeren un sonáu matrimoniu na meca del cine en 1943. La so infancia veríase marcada pola tráxica y prematura desapaición de la so madre, topada muerta na bañera cuando Tina cuntaba solo 5 años d'edá. Tina criar col so padre y cola so madrasca Marisa Pavan, actriz nomada al Premiu Óscar a la Meyor Actriz Secundaria por "La rosa tatuada". Les relaciones con Pavan nun fueron bones, y los años d'infancia y adolescencia de Tina fueron, polo xeneral, complicaos.
Debutó nel cine en 1966, col papel de Nicole en "Modesty Blaise", del expatriado estaunidense Joseph Losey. Aumont contraxo matrimoniu col actor y realizador francés Christian Marquand, amigu íntimu del so padre. Marquand encamentar al so amigu, el polémicu realizador Roger Vadim, descubridor de Brigitte Bardot, pal que fai'l papel d'Anne Sernet en "La Curée" (1966). Nes sos primeres películes utilizó'l nome de Tina Marquand.
En estableciéndose en Roma, desenvuelve la so carrera principalmente nel cine italianu, trabayando n'ocasiones a les ordes de realizadores d'importancia como Bernardo Bertolucci, Mauro Bolognini, Luigi Comencini, Valentino Orsini, Alberto Lattuada o'l francés Roger Vadim. En "Scusi, lei è favorevole o contrariu?" interpretó a una de les amantes de Alberto Sordi. En "L'home, l'arguyu y la vengación" ("L'uomo, l'orgoglio, la vendetta", 1968), adaptación de la hestoria de "Carmen" de Prosper Mérimée a un ambiente "Western", compartió cartelera con Franco Nero y Klaus Kinski. La película rodar en tierres españoles, concretamente en Almería. Tamién intervieno nel "Western" americanu "Texas", protagonizáu pol actor francés Alain Delon, nel papel d'una doncella india.
Polo xeneral, los sos papeles tuvieron una fuerte carga sexual, intervieno nun ésitu del cine eróticu a la italiana como "Malicia", de Salvatore Samperi y en dos de les adaptaciones al cine de l'autobiografía del escritor y aventureru del sieglu XVIII Giacomo Casanova. En "Infanzia, vocazione y prime esperienze di Giacomo Casanova, veneziano" (1969) de Luigi Comencini yera una de les conquistes del aventureru venecianu, en cuantes que en "Casanova" ("Il Casanova", 1976) de Federico Fellini interpretó a Henriette, una moza que va faer perder la cabeza a Giacomo Casanova. El conocíu erotómano Tintu Brass, pal qu'interpretó'l papel de la Sra. Wallenberg en "Salón Kitty", diría que yera una de les más belles muyeres nel mundu.
Aumont interpretó'l papel d'adúltera en "Il messia" (1975), película que cerró la filmografía del padre del neorrealismu, Roberto Rossellini. Tamién figuró na repartu de "Nina", igualmente l'últimu títulu d'otru direutor míticu como Vincente Minnelli. 
A partir de la década de 1980 foi espaciando daqué más los sos trabayos, y apaeció en delles producciones pa televisión, anque ensin llegar a frecuentar demasiao este mediu. La so carrera enllargar hasta 2000, nel qu'apaeció na miniserie televisiva "Victoire, ou la douleur des femmes" y na película "La mécanique des femmes".
Aumont contraxo matrimoniu en 1963, a la edá de 16 años, col actor y realizador francés Christian Marquand, utilizando hasta 1967 el nome de Tina Marquand. En dixebrándose de Marquand, volvió a encontar la felicidá al llau de Frédéric Pardo, col que s'estableció en Roma, Italia. N'Italia sería detenida por tenencia y consumu d'estupefacientes.
En 1971, Tina Aumont apaez como una de les firmantes del conocíu como "Manifiestu de les 343". Este, tamién conocíu vulgarmente como "Manifiestu de les 343 porcozones" (en francés, "Manifeste des 343 salopes") foi una declaración publicada'l 5 d'abril de 1971 nel númberu 334 de la revista francesa "-y Nouvel Observateur", como un sofitu d'un numberosu grupu de personalidaes públiques a la despenalización del albuertu. Les 343 muyeres que suscribieron el manifiestu afirmaben albortar y que, consiguientemente, esponer a un procesu penal que podíen llegar hasta l'ingresu en prisión. El manifiestu, escurríu por Jean Moreau, redactor de la publicación, y que la so redacción final correspondió a Simone de Beauvoir, empezaba asina:
De siguío del manifiestu asocedíen les 343 firmes. Ente elles, al pie de la de Tina Aumont, destacaben les de personalidaes tales como Brigitte Auber, Stéphane Audran, Colette Audry, Hélène de Beauvoir, la mesma redactora, Simone de Beauvoir, Christine Delphy, Catherine Deneuve, Dominique Desanti, Marguerite Dures, Françoise d'Eaubonne, Françoise Fabian, Bernadette Lafont, Jeanne Moreau, Bulli Ogier, Marie Pillet (madre de l'actriz Julie Delpy), Gisèle Halimi, Marie-France Pisier, Micheline Presle, Marthe Robert, Françoise Sagan, Delphine Seyrig, Alexandra Stewart, Nadine Trintignant, Agnès Varda, Marina Vlady o Monique Wittig.
La denominación vulgar del manifiestu correspuende a un selmanariu satíricu, "Charlie Hebdo" que publicó un dibuxu que criticaba a los políticos varones cola frase "Qui a engrossé les 343 salopes du manifeste sur l'avortement?" ("¿Quién dexó preñaes a les 343 porcozones del manifiestu sobre l'albuertu?"). El manifiestu supunxo unu de los exemplos más conocíos de desobediencia civil en Francia, inspirando en 1973 un manifiestu de 331 médicos en favor de la llibertá p'albortar y contribuyendo a la ratificación de la llei Veil (1975), que despenalizaba la interrupción voluntaria del embaranzu mientres los diez primeres selmanes de xestación.
Tina mantuvó dalguna relación col país de la so madre, María Montez, visitando la República Dominicana a instancies de Jean Luis Jorge. Aumont visitó a familiares en Barahona, y foi agasayada pol entós presidente dominicanu, Dr. Joaquín Balaguer, con un apartamentu pa facilitar les sos visites al país. Según atestigua la periodista Magda Florencio, Tina Aumont llegaría a vivir dellos años na zona del faru a Colón. Pela contra, el críticu de arte Arturo Rodríguez afirma que les visites de l'actriz al país fueron solu p'actos bien puntuales; según Rodríguez, Tina asistiría a una esposición sobre la so madre nel muséu d'arte moderno; dempués volvería pa recibir un premiu Casandra, nun homenaxe que Jean Luis Jorge preparó a María Montez. "Ella salió a escena, acompañada de Jean Luis Jorge y espresó n'español -idioma que nun conocía- "¡Viva la República Dominicana!" "¡Vivo María Montez!", una vegada que recibió una reconocencia nos Premios Casandra", asegura Arturo Rodríguez.
Nos sos últimos años Tina Aumont moró en Francia, concretamente nel departamentu de Pirineos Orientales, al pie de la frontera española.
Tina Aumont finó'l 28 d'ochobre de 2006 en Port-Vendres, por cuenta d'una embolia pulmonar, a la edá de 60 años. Los sos restos reposen nel Campusantu de Montparnasse, París, na mesma balta que los de la so madre.
Austin Abrams
Austin Abrams ye un actor estaunidense, nacíu'l 2 de setiembre de 1996, conocíu por interpretar a Aaron na película The Kings of Summer (2013) y a Ben Starling en Ciudaes de papel (2015).
Austin Abrams nació en Sarasota, onde s'empecipió nel arte dramático a la edá de 5 años, n'asistiendo a un campamentu de branu. Mientres la so infancia siguió recibiendo clases d'interpretación y participó en delles obres teatrales locales.
En 2011 participó na so primer película, "A la llende", dirixida por Ernie Barbarash y protagonizada por Cuba Gooding Jr y Neal McDonough. Mientres los años siguientes interpretó pequeños papeles nes películes "Jewtopia" y "Gangster squad", según na versión estaunidense de la serie de televisión británica "The inbetweeners", emitida pola canal MTV.
Tamién participó na producción independiente "The kings of summer" y nes series de televisión "Shameless" y "Silicon valley".
Nel añu 2015 formó parte del elencu principal de l'adaptación cinematográfica de la novela de John Green, "Ciudaes de papel".
Alana Austin
Alana Austin (6 d'abril de 1982) ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión. Desempeñó'l papel de Abby Logan na comedia "Ink" y protagonizó la película orixinal de Disney Channel "Motocrossed".
Austin nación en Palm Springs, California. Ella ye la fía de Steven Kent Austin, un productor de cine que foi'l fundador y presidente de l'agora extinta Tag Entertainment.
Austin fixo'l so debú actuando na película pa televisión de 1992 "Criminal Behavior", protagonizada por Farrah Fawcett. Trés posteriores películes pa televisión de 1993 siguíu enantes de co-protagonizar la película de cine en 1994, "North". Darréu co-protagonizó la película "A Simple Twist of Fate" con Steve Martin pol que foi nomada pa un Young Artist Award.
En 1996, Austin foi despidida de la comedia de la CBS "Ink" xuntu a Ted Danson y Mary Steenburgen, la serie foi atayada más tarde dempués de la so primer temporada. Depués foi estrella convidada en "Sister, Sister", "In the House", "That '80s Show", "7th Heaven", "Boston Public", "Cold Case" y "Close to Home". Amás d'apaecer nes películes "Road Rage", "Hansel and Gretel", "A Mother's Instinct", "Popstar" (xuntu a Aaron Carter) la película orixinal de Disney Channel "Motocrossed".
Austin yá nun ta actuando y más apocayá, taba estudiando medicina na Universidá del Sur de California.
Jake T. Austin
Jake Austin Szymanski (n. 3 d'avientu de 1994), conocíu como Jake T. Austin ye un mozu actor estauxunidense. Él ye meyor conocíu pol so papel como Max Russo na Wizards of Waverly Presta, el más nuevu de los trés bruxos. Tamién ye conocíu por interpretar a Angel Macias en El Xuegu Perfectu nel 2008. En 2005 Austin interpretó una de les voces de cómiques infantiles Go, Diego, Go! cola voz de Diego, primu de Dora, la esploradora.
Jake T. Austin nació en Nueva York el 3 d'avientu de 1994. La so madre ye puertorriqueña y arxentín (Giny Rodríguez) y el so padre ye estaunidense (Joey Szymanski). Tien una hermana menor llamada Ava. Ama la música del raperu 50 Cent y tamién la banda estaunidense Nirvana.
Austin empezó la so carrera realizando trabayos de voz en series como Dora, la esploradora, Go, Diego, Go!, onde encarnaba al protagonista, Diego, y “Happy Monster Band”, y tamién lo fixo en películes como Merry Christmas, Ant bully - Bienveníu al formigueru. La so primer apaición nes pantalles foi nel añu 2003, cuando lo vio nun programa de Llate Show with David Letterman, y dende entós participó nos telefilmes A.K.A y , na película Hotel pa perros, na que trabayó xuntu a Emma Roberts, Don Cheadle y Lisa Kudrow, y nel drama The Perfect Game. Ensin batura a duldes, el papel que mayor reconocencia tráxo-y a Jake hasta'l momentu ye'l de Max Russo na esitosa serie Wizards of Waverly Presta”, na cuál poder ver dende'l 2007, y el cuál interpretó tamién pa la película desprendida de la serie Wizards of Waverly Presta The Movie.Tamién na película atopar na película Ríu faciendo la voz del personaxe Fernando. Tamién participó na película "New Year's Eve" (onde da'l so primer besu en pantalla a l'actriz Abigail Breslin) y "Tom Sawyer & Hucleberry Finn" (protaginizando el papel de Huck Finn). Recibió una nominación a "Meyor actor nun una serie televisiva de comedia" nes ALMA AWARDS onde ellí mesmu Selena Gómez y María Canals-Barrera tamién recibieron la nominación nestos premios nel rubro "Meyor actor nuna serie televisiva de comedia". Jake foi unu de los invitaos de la serie Law & Order protagonizando a Rob Fisher.
Jake participa na cantar "Could You Be The One" interpretada por Keana Texeira. Y tamién participa na dirección del video de la cantante Whitney Kelly teniendo tamién un rol nel so video 'Watching Over You'.
Lois Austin
Lois Austin (3 d'abril de 1901 – 26 d'abril de 1957) foi una actriz cinematográfica y televisiva d'Estaos Xuníos d'América. 
Nacida en Minneapolis, Minnesota, fízose conocida pola so participación en series televisives como "Ma and Pa Kettle at the Fair" (1952) y "Amos 'n' Andy" (1951–1953), na que facía'l papel de "Harriett Harrington". Tamién trabayó en "You Are There" en 1955.
Lois Austin finó en Hollywood, California, en 1957, por causa d'una caquexia. Tenía 56 años d'edá. Foi enterrada nel campusantu "Forest Lawn Memorial Park" de Glendale, California.
Nicole &quot;Coco&quot; Austin
Nicole Natalie Marrow (Tarzana, California, 17 de marzu de 1979) ye una actriz, baillarina, y modelu estaunidense. Ta casada col actor y cantante de rap Ice-T. Tamién ye conocida como Coco Austin, Cocu, Coco Marie Austin, Coco Marie o Cocu-T.
Austin nació en Tarzana, pero creció y crióse en Palos Verdes, California. Los sos padres, d'orixe serbiu, yeren actores, que conociéronse nos estudios onde se grababa la esitosa serie de televisión "Bonanza". Tien cuatro hermanos, tres varones y una muyer, Kristy Williams, que de pequeña pronunciaba mal el so nome, llamándola "Cole Cole" o "Co-Co". A la fin tola so familia terminó llamándola Cocu, en llugar de Nicole. A los seis años, el so madre introducir nel mundu artísticu, empezando a baillar jazz, tap y ballet.
Cuando Austin yera adolescente treslladar xunto a so madre y hermana a Albuquerque, Nuevu México, onde empieza la so carrera de modelu. Mientres la so estancia en Albuquerque participó en munches obres teatrales nel Albuquerque Little Theatre.
A los 18 años, Austin empezó a modelar en traxe de bañu y ropa interior. Entró en competiciones de traxe de bañu y modeló pa calendarios, catálogos y videos. A los 18 años, ganó'l concursu de Miss Ujena 1998 en México. En 2001, Austin trabayó pa Playboy mientres seis meses, apaeciendo n'eventos y fiestes na Casona Playboy. Trabayó en películes de baxu presupuestu de clasificación R, incluyendo Southwest Babes (2001), Desert Rose (2002), y The Dirty Monks (2004).
Austin fixo apaiciones en programes de televisión y programes especiales incluyendo Hip-Hop Wives, Comedy Central Roast of Flavor Flav, RuPaul's Drag Race 5, The Llate Llate Show con Craig Ferguson, The Dr. Oz Show, y .
Tamién apaeció nuna presentación en marzu de 2008 de la revista Playboy y tuvo un papel na película Thira (2008). Austin apaeció nel famosu programa de la NBC Celebrity Family Feud el 24 de xunu de 2008 (con premios donaos a la caridá). Ella y el so home, el raperu y actor Ice-T, compitieron contra Joan y Melissa Rivers.
Steve Austin
Steve Austin (18 d'avientu de 1964), ye un actor y ex lluchador profesional estauxunidense. Austin lluchó nes mayores empreses de llucha llibre, como la World Championship Wrestling (WCW), Estreme Championship Wrestling (ECW) y World Wrestling Federation (WWF). Amás d'eso, ye consideráu'l líder de la Yera Attitude. Ye conocíu como "Stone Cold" Steve Austin.
Steve Austin foi seis veces Campeón Mundial al ganar seis veces el Campeonatu de la WWF. Tamién ganó la edición de King of the Ring de 1996 y les ediciones de Royal Rumble de 1997, 1998 y 2001, siendo'l lluchador que más vegaes ganó'l Royal Rumble. 
Amás consiguió dos veces el Campeonatu de los Estaos Xuníos de la WCW, dos veces el Campeonatu Mundial Televisivu de la WCW, una vegada el Campeonatu Mundial en Pareyes de la WCW, una vegada el Campeonatu del Millón de Dólares de la WWF, dos veces el Campeonatu Intercontinental de la WWF y cuatro veces el Campeonatu Mundial en Pareyes de la WWF, lo que-y convierte nun Campeón de Trés Corones.
Retiróse por cuenta de una mancadura na columna vertebral onde dempués del so pasu por WWE empecipió una carrera como actor. Foi inducíu al Hall of Fame de WWE nel añu 2009, onde foi nomáu "La super estrella más grande na hestoria de la WWE".
Austin nació'l 18 d'avientu de 1964. En 1989, vivía en Milagru y ganábase la vida descargando camiones. La so beca del fútbol na Universidá Estatal de Texas facer estudiar, y el trabayu nos andenes yera la so única forma de ganar daqué de dineru n'efectivu.
Él siempres foi un entusiasta del deporte, vía a Paul Heyman en televisión mientres crecía. Un día dempués del trabayu, Austin vio un anunciu pa una escuela de la llucha llibre enseñada por Chris Adams. Decidió tomar eses clases ende y cinco meses dempués, en 1990, yá tenía la so primer llucha pa la World Class Championship Wrestling. Mientres la so permanencia na WCCW, Austin y Adams yeren eternos enemigos, Adams yera'l so profesor, pero más palantre esto diba a invertir y Steve convertir nel maestru.
En 1991, debutó na World Championship Wrestling (WCW) sol nome de "Stunning" Steve Austin. El 3 de xunu de 1991 ganó a Bobby Eaton, ganando'l Campeonatu Mundial Televisivu de la WCW poques selmanes dempués del so debú. Depués xunióse a la Dangerous Alliance de Paul Y. Dangerously. Perdió'l títulu'l 27 d'abril de 1992 ante Barry Windham, acabando col so reináu de 329 díes, el tercer reináu más llargu del títulu. Recuperó'l títulu pocu dempués al ganar a Windham el 23 de mayu de 1992. Austin retuvo'l so títulu delles vegaes enantes de perdelo ante Ricky Steamboat el 2 de setiembre de 1992. The Dangerous Alliance eslleióse pocu dempués. En Halloween Havoc reemplazó a Terry Gordy, faciendo equipu col «Dr. Death» Steve Williams ante Dustin Rhodes & Barry Windham nuna llucha onde unificaríen el Campeonatu Mundial en Pareyes de la WCW y el Campeonatu Mundial en Pareyes de la NWA. Dambos equipos mientres 30 minutos, llegando a la llende de tiempu y acabando n'empate.
En xineru de 1993, Austin fixo pareya con Brian Pillman, siendo conocíos como The Hollywood Blonds. The Blonds ganaron el Campeonatu Mundial en Pareyes de la WCW el 3 de marzu de 1993 al ganar a Ricky Steamboat & Shane Douglas. En Clash of the Champions XXIII enfrentar a Ric Flair & Arn Anderson nuna llucha titular al meyor de trés cayíes. Flair & Anderson ganáron-yos, pero nun-yos dieron el títulu por ganar una de les lluches por descalificación. Por esto volviéronse a enfrentar en Clash of the Champions XXIV a Arn Anderson & Paul Roma. Sicasí, por causa de una mancadura, Pillman foi sustituyíu por Steven Regal, pero Austin perdió'l campeonatu ante Anderson & Roma. Dempués d'eslleir l'equipu, Austin xunir a Colonel Robert Parker, pasando a formar parte del Stud Stable. Cuando Pillman tornó de la so mancadura, empezó un feudu con Austin, enfrentándose dambos en Clash of the Champions XXV, ganando Austin esa llucha.
En Starrcade Austin ganó a Dustin Rhodes nuna llucha d'a'l meyor de trés, ganando'l Campeonatu de los Estaos Xuníos Peso Pesáu de la WCW. Austin perdió'l títulu ante Ricky Steamboat el 24 d'agostu de 1994. Tres esto, Austin pidió la revancha en Fall Brawl, pero Steamboat nun pudo lluchar por una mancadura n'a'l llombu, asina que Austin ganó'l títulu por abandonu de Steamboat. Sicasí, el so segundu reináu duró-y pocu, una y bones el Jim Duggan ganó-y nuna llucha, ganando'l campeonatu. Austin retó a Duggan pol títulu en Halloween Havoc y en Clash of the Champions XXIX, perdiendo Austin en dambes ocasiones. Tres esto, mancar de la rodía, polo que tuvo un tiempu inactivu, pero al tornar participó nun tornéu pol vacante Campeonatu de los Estaos Xuníos Peso Pesáu de la WCW, ganando a Duggan na primer ronda, pero siendo derrotáu por Randy Savage nos cuartos de final. Tres esto, mientres una xira per Xapón, Austin mancar de nuevu y, mientres la so recuperación, foi despidíu de la WCW por Eric Bischoff.
En 1995, Steve Austin foi despidíu pol presidente de WCW, Eric Bischoff, dempués de sufrir una mancadura mientres la compañía taba nuna xira xaponesa. Bischoff y la WCW nun víen a Austin como un lluchador rentable.
Eventualmente, Austin poner en contactu con Paul Heyman, quien lo introdució na ECW. Heyman díxo-y a Austin que desque tenía un programa de televisión, si Austin faía una propaganda, seria una bona oportunidá pa poner la "ECW" directu al mercadéu.
Ente que Austin utilizó la "ECW" como plataforma pa desenvolver el so futuru nome "Stone Cold", según una serie d'acciones qu'amenorgaríen la WCW, pero polo xeneral y particularmente a Bischoff, en relación col programa "Monday NyQuil", onde los neños grandes xueguen unos con otros".
Más tarde tuvo un feudu con The Sandman y Mikey Whipwreck. Esti postreru, Whipwreck, quien yera l'entós Campeón Mundial Pesu Pesáu de la ECW, anotó una victoria más sobre Austin en payares de 1995.
A principios de 1996 Austin robló un a contratu cola World Wrestling Federation, siendo presentáu como "The Ringmaster", tando baxu tutelar de Ted DiBiase, quien-y apurrió'l Campeonatu del Millón de Dólares. Austin empezó entós un feudu con Savio Vega, a quien ganó en WrestleMania XII, pero en In Your House:Beware of Dog perdió ante Vega, perdiendo'l campeonatu y, como dictaben les riegles, DiBiase abandonó la WWF. Poco dempués de perder la llucha, camudó la so look tosquilándose la cabeza, siendo conocíu como Stone Cold Steve Austin. En xunu de 1996 participó nel tornéu del King of the Ring, ganando a Bob Holly na primer ronda, a Vega na segunda, a Marc Meru nes semifinales y a Jake "The Snake" Roberts na final, ganando dichu tornéu. Al ganar el tornéu fixo una promo onde se burllaba de Roberts, quien llevaba un gimmick de cristianu, creando la frase de "Austin 3:16" Depués tuvo un curtiu feudu con Pixín que remató cola victoria de Austin en In Your House:Intrernational Incident, en SummerSlam ganó a Yokozuna y en In Your House:Buried Alive, a Hunter Hearst Hemsley. 
A finales de 1996 empezó un feudu con Bret Hart, faltándose dambos en dellos programes de "RAW". Dambos enfrentáronse en Survivor Series, ganando la llucha Bret Hart. El feudu siguió hasta Royal Rumble, onde Hart esanició a Austin de la Royal Rumble match. Sicasí, los árbitros, distrayíos por una llucha ente Mankind y Terry Funk, nun vieron la so eliminación. Al ver esto, Austin tornó al ring, onde esanició a The Undertaker y a Vader y finalmente, a Hart, ganando la Rumble d'esi añu. El 13 de febreru, el Campeón de la WWF Shawn Michaels sufrió una mancadura, polo que tuvo que dexar el títulu vacante y apautóse en In Your House:Final Four una llucha pol campeonatu ente Undertaker, Austin, Hart y Vader. Na llucha, Austin foi esaniciáu rápido por causa de una pequeña mancadura y Hart ganó la llucha y el campeonatu, pero perder a otru día ante Sid pola interferencia de Austin cutiendo a Hart con una siella cuando esti tenía sometíu a Sid col Sharpshooter. Finalmente, el feudu ente Hart y Austin remató nuna llucha de sumisión en WrestleMania 13 con Ken Shamrock como árbitru especial. Na llucha, Austin perdió la engarradiella por cuenta de que perdió la conocencia causada pol "Shapshooter" de Hart, a pesar que nun se rindió l'árbitru otorgó-y la victoria a Hart, siendo la Llucha del Añu según la Pro Wrestling Illustrated. Depués recibió una oportunidá pol Campeonatu de la WWF de The Undertaker en In Your House:A Cold Day In Hell, llucha que ganó Undertaker dempués de que Brian Pillman distrayxera a Austin y dexára-y a Undertaker aplica-y el "Tombstone Piledriver". 
Tres esto, tuvo un feudu con The Hart Foundation, lluchando en delles ocasiones contra los sos miembros, como Jim Neidhart, Bret y Owen Hart. Xuntu a Shawn Michaels ganó'l 26 de mayu de 1997 a los Campeonos Mundiales en Pareyes de la WWF Owen Hart y The British Bulldog, ganando dambos el títulu en pareyes, pero dexar vacante pocu dempués por causa de una mancadura de Michaels. Mientres les siguientes selmanes siguió enfrentándose a los Hart, ganando'l 14 de xunetu de 1997 al pie del so nuevu compañeru Dulde Love a Hart y Bulldog, ganando per segunda vegada'l títulu en pareyes. Austin ganó a Owen Hart en SummerSlam, ganando'l Campeonatu Intercontinental de la WWF. Mientres la so engarradiella, Owen aplicó-y mal a Austin una "Hart Piledriver", lo que-y causó graves daños nel pescuezu que casi lo retiren de la llucha llibre. Por causa de esta mancadura, Austin tuvo de dexar vacantes los títulos intercontinentales y en pareyes el 7 de setiembre, mientres la celebración d'In Your House:Ground zero. En dichu eventu, Austin intervieno na llucha polos títulos en pareyes, aplicándo-y una "Stone Cold Stunner" a Owen Hart, lo que fixo que The Headbangers (Mosh y Thrasher) ganaren los títulos en pareyes. El so feudu con Hart remató en Survivor Series nuna llucha pol Campeonatu Intercontinental de Hart. Austin ganó a Hart y ganó per segunda vegada'l campeonatu y retener con ésitu en In Your House:D-Generation X nel so primera combati ante Rocky Maivia, polo que dambos empezaron un feudu.
El 8 d'avientu, Austin dexó vacante'l Campeonatu Intercontinental al ser sansionado, llogrando Maivia el Campeonatu Intercontinental de la WWF como nuevu campeon. Dambos compitieron na Royal Rumble, siendo los dos los postreros competidores. A la fin, Austin esanició a The Rock dempués d'aplica-y una "Stone Cold Stunner", ganando Austin el so segundu Royal Rumble consecutivu. Tres esto, empezó un feudu con D-Generation X, enfrentándose xuntu a Owen Hart, Cactus Jack y Chainsaw Charlie a Billy Gunn, Road Dogg, Triple H y Savio Vega en Non Way Out Of Texas, ganando l'equipu de Austin. Tamién, mientres la presentación de Mike Tyson en "RAW", Austin faltar y atacó, polo que Mr. McMahon apautó una llucha en WrestleMania XIV ente Austin y el líder de DX y el Campeón de la WWF Shawn Michaels, amás d'introducir a Tyson como árbitru especial. Sicasí, mientres la llucha, Austin aplicó-y a Michaels un Stunner y recibió l'ayuda de Tyson quien fixo la cuenta, polo que derrrotó a Michaels y ganó el so primer Campeonatu de la WWF, dando empiezu a la Yera Attitude.
Nel RAW siguiente, Austin traxo consigo un nuevu diseñu del Campeonatu de la WWF, conocíu como Smoking Skull Championship, por cuenta de que llevaba una calavera fumienta. Al ver esto, McMahon decidió quitar el títulu y empezar a poner en lluches titulares ante rival fuertes, reteniéndolo ante Triple H en Mayhem in Manchester, ante Dulde Love en Unforgiven y en Over the Edge y ante Goldust en "RAW" el 27 d'abril de 1998. Sicasí, en King of the Ring, Austin perdió'l títulu ante Kane nun "First Blood match" nun combate impuestu por McMahon, yá que Kane al llevar mázcara, nun podía ver cuando sangraba. Sicasí Austin ganó de nuevu'l títulu nel "RAW" siguiente, empezando un feudu con Kane. En Fully Loaded, Austin aliar con The Undertaker, quien tenía un feudu con Mankind y ganaron a los Campeonos Mundiales en Pareyes de la WWF Kane & Mankind, ganando Austin el so tercer campeonatu en pareyes. Retener los dos "RAWs" siguientes, al siguiente eventu ante The New Age Outlaws (Road Dogg & Billy Gunn) y ante The Rock & Owen Hart respectivamente enantes de perdelos ante Kane & Mankind el 10 d'agostu de 1998 nuna llucha onde participaron los otros dos equipos. Mientres esti tiempu empezó un feudu con Undertaker, enfrentándose dambos en SummerSlam, reteniendo Austin el Campeonatu de la WWF, pero perder en In Your House:Breakdown nuna llucha frente a Undertaker y Kane, quien-y fixeron la cuenta, polo que'l títulu quedó vacante. Tres esto, foi escoyíu pa ser l'árbitru especial na llucha pol títulu ente Undertaker y Kane en Judgement Day, pero atacó a dambos, polo que'l títulu siguió vacante y, McMahon despidir de la WWF (Kayfabe).
Austin tornó en Survivor Series, lluchando pol títulu vacante. Ganó a The Big Bossman na primer ronda y pasó directamente a la tercera, na que foi ganáu por Mankind pola intervención de The Corporation. Tres esto, tuvo otru feudu con Undertaker, lluchando en Capitol Carnage Austin, Undertaker, Mankind y Kane, siendo Austin el ganador de la llucha. El so feudu con Undertaker remató en In Your House:Rock Bottom nun "Buried Alive match" ganando Austin.
A principios de 1999, Austin participó nel Royal Rumble, entrando como'l númberu unu y Vince McMahon como'l númberu dos, lluchando dambos mientres tola Rumble. A la fin, solo quedaron Austin y McMahon, pero'l Campeón de la WWF The Rock distrayer, polo que pudo ser esaniciáu por McMahon. Depués McMahon y Austin se enfrenatron en In Your House:St.Valentine Day Massacre nun Steel Cage Match onde, si Austin ganaba, enfrentar a The Rock en WrestleMania XV. Mientres la llucha debutó na WWF The Big Show, pero al atacalo, facer cayer fora de la xaula, lo que-y dio la victoria a Austin y en WrestleMania XV ganó a The Rock, ganando de nuevu'l Campeonatu de la WWF y retener ante'l mesmu en Backlash. Dempués d'esto, The Undertaker secuestró a la fía de Vince McMahon, Stephanie McMahon, asina que Vince pidió-y a Austin que la rescatara, a lo que Austin aportó, empezando un feudu con Undertaker, enfrentándose a él en dellos programes de "RAW". En Non Mercy UK retuvo'l Campeonatu de la WWF ante Undertaker y Triple H, pero perder en Over the Edge ante Undertaker dempués de que Vince y Shane McMahon traicionaren a Austin y atacáren-y y dambos ganáron-y de nuevu en King of the Ring nun Ladder match onde los McMahon recuperaron el control de la WWF. A pesar d'esto, un día dempués, Austin ganó a Undertaker, ganando de nuevu'l Campeonatu de la WWF. El so feudu con Undertaker terminó en Fully Loaded, reteniendo Austin el títulu. A pesar d'esto, perder en SummerSlam ante Mankind nuna llucha onde tamién participó Triple H.
Tres esto, empezó un feudu con Triple H al atacalo en Unforgiven dempués de que ganara'l vacante Campeonatu de la WWF nuna llucha onde participaron Mankind, The Big Show, The British Bulldog y The Rock dempués d'una interferencia de Austin. Dempués de la llucha Austin aplicó-y una Stone Cold Stunner a Triple H , siguiendo'l feudu con él. Dambos enfrentáronse en Non Mercy pol campeonatu, llucha que ganó Triple H. Tamién se diba a enfrentar a Triple H y a The Rock en Survivor Series, pero enantes de la so llucha, foi pilláu por un coche, lo que-y dexó inactivu hasta'l 2000 (Kayfabe). En realidá, Austin someter a una ciruxía nel so pescuezu pola "Hart Piledriver" mal executada de Owen Hart en 1997. Austin tornó en Backlash, atacando a Triple H y Vince McMahon. Mientres los siguientes meses intentó pescudar quien lo había atropelláu, afayando que foi Rikishi. Austin y Rikishi enfrentar en Non Mercy, ganando la llucha Austin. Dempués d'esto, tuvo envolubráu en delles lluches contra Kurt Angle, Rikishi, The Rock, Undertaker y Triple H, incluyendo una llucha contra Triple H en Survivor Series, que ganó Austin y una llucha pol Campeonatu de la WWF en Rebellion ente Rikishi, Austin, Angle y The Rock, que ganó Angle. Finalmente, el Comisionado de la WWF Mick Foley apautó una llucha y una engarradiella ente los seis en Armageddon nun Hell in a Cell pol Campeonatu de la WWF de Angle. La llucha foi ganada por Kurt Angle, quien retuvo'l títulu al cubrir a The Rock dempués d'una "Stone Cold Stunner".
Austin participó na Royal Rumble, onde foi atacáu mientres la so entrada por Triple H. A pesar d'eso, ganó la Royal Rumble al esaniciar n'últimu llugar a Kane, siendo hasta la fecha l'únicu lluchador en ganar tres veces el Royal Rumble. El so feudu con Triple H terminó en Non Way Out nun "Tree Stages of Hell", ganando Triple H la llucha. En WrestleMania X-Seven enfrentar a The Rock pol Campeonatu de la WWF. Mientres l'eventu, camudáronse les riegles por que fuera una llucha ensin descalificación y, terminando la llucha, Austin camudó a heel al recibir ayuda de Vince McMahon y atacar a The Rock con una siella. Nes selmanes dempués del eventu fixo un equipu con McMahon y Triple H conocíu como The Power Trip. L'equipu enfrentar a Brothers of Destruction (The Undertaker & Kane) en Backlash, ganando HHH y Austin el Campeonatu Mundial en Pareyes de la WWF nuna llucha onde'l Campeonatu de la WWF de Austin y el Campeonatu Intercontinental de la WWF de Triple H tamién taben en xuegu. En Insurrextion Austin retuvo'l Campeonatu de la WWF ante Undertaker y Triple H, y perdieron el Campeonatu Mundial en Pareyes el 21 de mayu en "RAW" ante Chris Jericho & Chris Benoit por cuenta de una mancadura de Triple H. Mientres la llucha, Triple H atacó ensin querer a Austin, terminando col equipu. Retuvo'l Campeonatu de la WWF en Judgment Day ante Undertaker y en King of the Ring ante Benoit y Jericho. Ensin emabrgo, mientres esta llucha, el miembru de la World Championship Wrestling Booker T interfirió na llucha, empezando col ángulu de la invasión camudando Austin a face. Mientres esti ángulu, el lluchadores de la WCW empezaron a invadir y atacar a la WWF. En Invasión el Team WCW (Booker T, Diamond Dallas Page, Rhyno & The Dudley Boyz (Bubba Ray & D-Von) ganó al Team WWF (Steve Austin, Kurt Angle, Chris Jericho, The Undertaker & Kane) por cuenta de que, mientres la llucha, Austin traicionó al so equipu y aplicó-y a Angle una "Stone Cold Stunner".
Por cuenta de esto, empezó un feudu con Angle que remató en SummerSlam pol Campeonatu de la WWF en xuegu, llucha que foi ganada por Angle por descalificación, polo que Austin retuvo'l títulu. Sicasí, Angle recibió otra oportunidá en Unforgiven, onde ganó a Austin y ganó el Campeonatu de la WWF. Sicasí, 15 díes dempués, Austin recuperó'l Campeonatu de la WWF al ganar a Angle y retener en Non Mercy ante Angle y Rob Van Dam y en Rebellion ante The Rock. L'ángulu de la Invasión terminó en Survivor Series onde'l Team WWF (The Rock, Chris Jericho, The Undertaker, Kane y Big Show) ganaron al Team Alliance (Steve Austin, Kurt Angle, Booker T, Rob Van Dam y Shane McMahon) dempués de que Angle atacara a Austin cola petrina y fuera cubiertu por The Rock. Dempués d'eso Austin camudó a Face definitivamente al atacar a Vince McMahon y a Kurt Angle. Depués, en Vengeance apautáronse trés lluches pa unificar el Campeonatu de la WWF y el Campeonatu de la WCW n'unu namá. Mientres l'eventu, Austin retuvo'l so títulu ante Angle, pero Chris Jericho ganó a The Rock ganando'l Campeonatu de la WCW. Finalmente, Jericho ganó a Austin, unificando dambos campeonatos nel Campeonatu Indiscutido de la WWF.
Austin participó na Royal Rumble, entrando como'l númberu 19, pero foi esaniciáu por Kurt Angle. Tres esto, lluchó contra Chris Jericho en Non Way Out pol Campeonatu Indiscutido de la WWF, pero perdió dempués d'una interferencia de The New World Order, empezando un feudu colos sos miembros Kevin Nash y Scott Hall, ganando al segundu en WrestleMania X8. El 8 d'abril, Austin ganó a Hall, llogrando un combate pa determinar l'aspirante al Campeonatu Indiscutido en Backlash, onde foi ganáu por The Undertaker. Tres esto, enfrentar a Nash y Hall cola ayuda de The Big Show y Ric Flair, pero Flair y Show traicionar y xuniéronse a The New World Order. Sicasí, en Judgment Day ganó a Show y a Flair nun Handicap Match y el 3 de xunu ganó a Flair nuna llucha onde'l perdedor tenía de ser l'asistente personal del vencedor, volviendo Austin a ser un lluchador activu.
Sicasí, Austin empezó a quexase de la dirección que taba tomando'l so personaxe, intentando camudar los eventos, incluyendo una llucha onde debía de perder ante Brock Lesnar. Tres esto, foi denunciáu pola so esposa Debra por abusu y maltratu, llevándolo a xuiciu onde Austin declaróse culpable.
Tornó a la WWE en Non Way Out atacando a Eric Bischoff, lluchando col so vieyu rival The Rock, onde'l llargu feudu ente dambos remató en WrestleMania XIX con victoria de The Rock, siendo este l'últimu combate oficial de Austin y la primer vegada que Austin perdía ante Rock en WrestleMania dempués de los sos dos victories en WM XV y X-Seven. Sicasí, Bischoff despidir nel siguiente "RAW" (Kayfabe). El 28 d'abril de 2003, Linda McMahon contrató de nuevu a Austin, nomándolo como co-GM al pie de Bischoff, empezando dambos un feudu. Mientres el so mandatu como GM, Austin reactivó'l Campeonatu Intercontinental de la WWE el 5 de mayu de 2003. Tamién provocó a Bischoff, tando bebiendo mientres los eventos selmanales y PPVs, como en Judgment Day polo que dambos s'enfrentaron en Bad Blood nun "Redneck Triathlon", una serie de pruebes que ganó Austin. El so feudu remató en Survivor Series, onde'l Team Bischoff (Chris Jericho, Christian, Randy Orton, Scott Steiner y Mark Henry) ganó al Team Austin (Shawn Michaels, Rob Van Dam, Booker T, Bubba Ray Dudley y D-Von Dudley), polo que, como axustaba la llucha, Austin dexó de ser co-GM.
Austin empezó a apaecer tantu en Smackdown! y Raw mientres 2004. Austin viose arreyáu nel feudu ente Brock Lesnar y Goldberg mientres el cuál foi l'árbitru especial de la llucha de dambos en Wrestlemania XX onde la cual ganar Goldberg. A la fin de la llucha Austin aplicó-y a dambos una "Stone Cold Stunner". Esa llucha foi la postrera de Goldberg na WWE.
Austin fixo la so primer apaición na WWE nun añu nel eventu de WrestleMania 21, onde s'enfrentó a Roddy Piper nel Piper's Pit hasta que foi atayáu por Carlito, a quien-y aplicó un "Stone Cold Stunner". Tres esto, celebró con cerveces al pie de Piper, a quien-y aplicó una segunda "Stone Cold Stunner". 
Stone Cold apaeció bien pocu, siendo dalgunes mientres el regresu del Saturday Night Main Event nuna competencia de cerveza con JBL, o nel programa de "Homecoming" cuando Raw dexa de trate por TNN y vuélvese canal d'USA. Les sos últimes apaiciones na WWE fueron una participación especial en ECW One Night Stand onde retó a'l lluchadores de RAW y SmackDown! a que llucharen colos de la ECW. Tamién participó como l'árbitru especial pa la engarradiella en Wrestlemania 23 llamada la "Batalla de Billonarios" ente'l representante de Donald Trump: Bobby Lashley y el representante de Vince McMahon: Umaga nel postreru "Saturday Night Main Event" onde faló con Vince McMahon sobre'l so recién sabida paternidá d'una de les superestrelles de la WWE onde tou acabó con otra paralizadora, y tamién en SummerSlam 2007, onde apaeció pa un concursu de tomar cerveza contra MVP, pero solo tomó unes cuantos enantes d'aplica-y la "Stunner". En Cyber Sunday foi escoyíu por un 79% de los votos na engarradiella pol World Heavyweight Championship ente Batista y el Undertaker, por sobre Mick Foley y JBL. Na Edición de Monday Night Raw del 5 de payares Stone Cold torna per una nueche p'atacar a Santino Marella que llevaba tiempu criticando la so película "The Condemned" y termina bañándolo con cerveza a él y a María. Mientres un tiempu tuvo entrenando a Mr. Kennedy.
Stone Cold salió nel 15 Aniversariu de Raw, atacando a Vince McMahon, y acabando asina esi show. Tuvo nomáu pa ser l'árbitru especial nel PPV Cyber Sunday 2008 pola llucha pol campeonatu peso pesáu ente Batista y Chris Jericho, Otres superestrelles nomaes fueron Randy Orton y Shawn Michaels na cual, el públicu votó por aciu mensaxes de testu escoyendo a Austin con un 74% por que fuera l'árbitru especial del combate, qu'acabó con una stunner a Randy Orton y la victoria de Batista sobre Chris Jericho. El llunes 15 de marzu de 2010 foi'l Guest Host de RAW y testigu de la firma de llucha pa WrestleMania XXVI ente Bret Hart y Vince McMahon.
A empiezos del 2011 anuncióse que Austin va ser el anfitrión de Tough Enough, que s'estrenaría dempués de WrestleMania XXVII. Na edición del 7 de marzu, Michael Cole anunció que JBL sería l'árbitru na so llucha en WrestleMania, pero Austin apaeció p'atacar a JBL y papar a Cole con cerveza dempués de roblar el contratu primero que JBL facer. Finalmente'l 3 d'abril Austin foi l'árbitru ente la llucha de Michael Cole contra Jerry Lawler onde-y aplicó un "Stone Cold Stunner" a Jack Swagger, y depués dio como ganador a Lawler dempués de forzar a Cole a rindise con un "Ankle Lock", pero'l GM anónimu de RAW decidió que'l ganador de la llucha foi Michael Cole pola intervención de Austin. Nel Raw del 4 d'abril, The Miz retó a Stone Cold, y depués Alex Riley (quien acompañaba a The Miz) atacar, pero dempués Austin atacar a él y remató con una "Stone Cold Stunner". El 13 de xunu en "RAW" apaeció como'l Guest Host onde apautó una llucha ente Alberto Del Rio y Big Show en "Capitol Punishment.
Dempués de 3 años ensin apaecer regresu en WrestleMania XXX nun monologo con The Rock y Hulk Hogan sobre l'aniversariu de WrestleMania.
Steve Williams, camudó'l so nome llegal a Steve Austin, que solía ser el so nome artísticu usáu tantu como en ECW y WCW. Nun quier dicir qu'esti lluchador esti engarráu cola empresa na cual fai promociones, World Wrestling Entertainment. Ye'l tercer lluchador en camudar el so nome pol so nome ficticiu qu'utilizaba na llucha llibre, los que lo fixeron fueron Ultimate Warrior y Chyna, quier dicir que tien poder col nome de Steve Austin yá que lo usó n'otres empreses amás de World Wrestling Entertainment que ye la empresa cola cuál anguaño ta trabayando.
"Million Dollar Dream" (Cobra clutch) – 1995-1996; adoptáu de Ted DiBiase
Russian legsweep
Delayed spinebuster
Steve Austin dende'l so retiru de WWE a entamu una carrera como actor participó como protagonista secundariu en The Longest Yard, interpretando a un guardia de la prisión de Allenville.
Tamién participó na película The Condemned o la isla de los condergaos y mientres el 2010 filmó la película The Stranger , onde interpreta a un policía con amnesia buscando quien ye él en realidá. Depués realizó la película Damage, qu'interpreta a un ex-convicto qu'entra en competencies de llucha clandestina.
La so última apaición ye en The Expendables , película empobinada por Sylvester Stallone que cunta con un gran elencu de famosos de Hollywood . Fixo la película Recoil (2011) como protagonista al pie de Dany Trejo.
WON Meyor Personaxe - 1998, Rebalbu **
WON Feudu del Añu - 1997, vs The Hart Foundation
Gene Autry
Orvon Grover "Gene" Autry (n. 29 de setiembre de 1907 - 2 d'ochobre de 1998) foi un cantante y actor d'Estaos Xuníos rellacionáu cola cultura wéstern. Ye'l más famosu de los cantantes "cowboys" de Hollywood. La so obra conocida estender dende 1929 hasta los años 60 y entiende, al pie de pieces yá escaecíes, un bon númberu d'otres conocíes. Nos sos primeros trabayos abonda nel country blues, siguiendo l'estilu del so ídolu Jimmie Rodgers, y fueron parcialmente reeditaos en "Gene Autry : The Blues Singer" (Columbia).
Ye l'únicu en tener 5 estrelles nel Paséu de la Fama de Hollywood (una per cada categoría).
Nuna actuación que tuvo en Les Vegues, Nevada, a finales de 1960 realizar nel hotel onde s'agospiaba, una xunta de les Lligues Mayores de Beisbol en relación cola espansión d'equipos. Gene Autry y otros amigos mercaron por 100 mil doláres d'esi tiempu una franquicia: Los Angeles de Califormia, qu'empecipiaron la so competición na Lliga Americana pa la temporada 1961 y darréu fueron llamaos Serafinos de California, Serafinos de Anaheim y finalmente Los Angeles Angeles de Anaheim, nome qu'anguaño caltienen. Esta franquicia foi vendida pola familia de Gene Autry a mediaos de la década de los 2000 al empresariu d'orixe mexicanu Art Moreno.
Charles Avery
Charles Avery (28 de mayu de 1873 – 23 de xunetu de 1926) foi un actor y direutor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu.
Unu de los siete orixinales Keystone Kops, Avery dirixió a Roscoe Arbuckle en trenta y un comedies producíes por Keystone Studios.
El so nome completu yera Charles Avery Bradford, y nació en Chicago, Illinois. La so hermana Charlotte tamién yera actriz, al igual que la so madre, Marie Stanley, y el so padre yera dramaturgu.
Empecipió la so carrera como actor teatral, siendo dalgunos de los sos papeles el del títulu na obra "La tía de Carlos", y el de Pegleg Hopkins nuna adaptación de "David Harum", na cual William Henry Crane yera'l protagonista. Antes d'empezar a trabayar nel cine pa Biograph Company en 1908, Avery actuó nuna xira cola obra "The Clansman", na cual encarnaba al Gobernador Shrimp.
Nel ámbitu cinematográficu, dende 1908 a 1909 Avery actuó en 33 curtios so la dirección de D. W. Griffith y Fred J. Balshofer, usualmente en papeles de repartu, y de cutiu trabayando xuntu a Mack Sennett. En 1912, cuando Mack Sennett foi a dirixir Keystone Studios, él siguiólu xuntu a Mabel Normand, Fred Maze y Ford Sterling. Avery formó parte de los Keystones Cops dende la primer apaición del grupu nel filme "Hoffmeyer's Legacy", y caltuvo el so papel en comedies de la serie como "Bangville Police" y "The Gangsters".
En 1913 empezó a dirixir, siendo'l so primer títulu "Across the Alley", de Keystone Studios. Avery dirixió a Sydney John Hawkes na serie de filmes "Gussie" y a Charles Murray n'otra serie, "Hogan". Amás, siguió actuando, destacando la so participación nos trés primeros filmes de los Keystone Kops.
En dexando tras la dirección nos años 1920, Avery fixo papeles de repartu en westerns de baxu presupuestu como "The Rambling Ranger" y "Western Rover".
Charles Avery foi atopáu muertu'l 23 de xunetu de 1926 na so casa en Los Angeles, California. La so muerte foi considerada un suicidiu. Foi soterráu nel Campusantu Hollywood Forever.
Rick Aviles
Rick Aviles (14 d'ochobre de 1952 — 17 de marzu de 1995) foi un actor y comediante d'Estaos Xuníos recordáu pol so papel de Willie Lopez na película "Ghost". 
Aviles (nacíu como Richard Anthony Aviles) nació na ciudá de Nueva York. La so güela treslladóse de Puertu Ricu a Estaos Xuníos a mediaos de la década de 1900 buscando una meyor calidá de vida. Los sos padres nacieron en Nueva York. El so padre Mariano Aviles yera fíu únicu de padres puertoriqueños y la so madre Carmen Reyes yera d'ascendencia venezolana. La so madre yera una muyer educada que s'aseguró de que los sos fíos fueren educaos cultural y académicamente. Aviles foi'l segundu de tres hermanos y yera bien apegáu a la so familia. Vivíen en Manhattan, Nueva York, nun barriu duru au davezu metíase en problemes. Una de les sos ventayes yera'l so llau risible. Los sos hermanos Angel Aviles (actriz y productora) y Rod Reyes (comediante y chef) tamién tán rellacionaos al mundu del entretenimientu.
Nos años 1970 y 1980, Aviles trabayó como comediante en vivu nel circuitu de clubes de Greenwich Village, Nueva York. En 1981, consiguió'l papel de Mad Dog en "The Cannonball Run". Siguiría trabayando en catorce producciones más. En 1987, consiguió un pequeñu papel como l'home del caltenimientu en "El secretu del mio ésitu", protagonizada por Michael J. Fox. Esi mesmu añu foi anfitrión de "It's Showtime at the Apollo", y siguiría como presentador hasta 1991.
En 1990, Aviles consiguió unu de los sos más memorables papeles. Interpretó a Willie Lopez, l'asesín de Sam, en "Ghost". La película foi aplastante ésitu na taquilla y recibió delles nominaciones al Óscar. Amás de Aviles, "Ghost" tamién cuntó coles actuaciones de Demi Moore, Patrick Swayze, Whoopi Goldberg y Vincent Schiavelli. Esi añu tamién apaeció en "El padrín III" de Francis Ford Coppola, onde foi acreditáu como Mask #1. Tamién tuvo papeles en "Carlito's Way" (1993), protagonizada por Al Pacino; "Waterworld" (1995), protagonizada por Kevin Costner; "Mystery Train" (1989), xuntu a Joe Strummer y Steve Buscemi; y fixo la voz d'una cucaracha en "Joe's Apartment".
Ente les series nes que trabayó tán "Mr. & Mrs. Dracula" (1980), "The Day Women Got Even" (1980), "The Carol Burnett Show" (1991) y "The Stand" (1994) de Stephen King.
Dempués de contraer VIH por aciu l'abusu d'heroína, Aviles morrió'l 17 de marzu de 1995 en Los Angeles, California, pola mor del sida.
Aviva
Aviva (nacida como Aviva Farber; 10 de xunetu de 1984) ye una actriz d'Estaos Xuníos conocida polos sos papeles en "Superbad" y "Down in the Valley".
Nació en Santa Fe, Nuevu México. La so carrera como actriz empezó cuando fixo un comercial a los seis años d'edá. Foi nesa dómina qu'empezó a estudiar n'escueles de danza locales, como Aspen Santa Fe Ballet, Charisma, Moving People Dancie Theatre y Cathy Ruca. Graduar na secundaria de Santa Fe en 2001, trabayu por un curtiu tiempu con California's Oakland Ballet y en 2003 empezó como actriz en Hollywood.
Avner the Eccentric
Avner the Eccentric (nome artísticu de Avner Eisenberg, 26 d'agostu de 1948) ye un artista de vodevil, payasu, mimu, malabarista y magu americanu. Interpretó'l papel de “La Xoya”, na escena del robu del home santu, na película "La xoya del Nilu" de 1985. El críticu John Simon describiólu en 1984 como «un payasu pal home que piensa y el neñu más esixente.»
Nació en Atlanta, Xeorxa (Estaos Xuníos). El so erráticu comportamientu fíxo-y pasar por cuatro universidaes distintes y ser tentáu por delles especializaciones. Finalmente graduóse n'artes interpretatives na Universidá de Washington en 1971. Dempués decidió formase como mimu en París con Jacques Lecoq como maestru, atayando los sos estudios p'actuar mientres dalgún tiempu como marionetista. Cuando volvió a los EE.XX., pasó un tiempu como profersor en Dell'Arte School of Physical Comedy de Carlo Clementi en California.
Actuó en mercaos medievales y n'escenarios, dempués d'interpretar el papel principal de la película "La xoya del Nilu" en 1985, una película na que tamién apaez los sos compañeros de vodevil The Flying Karamazov Brothers. Sobre la película, Janet Maslin afirmó: «Avner Eisenberg casi roba la película...» Otros paples importantes inclúin un espectáculu de 1984 tituláu Broadway, una apaición en 1987 nuna producción de Lincoln Center titulada "La comedia de les equivocaciones" de Shakespeare y el papel principal de Srulik el ventrílocuu na obra de 1989 de Broadway titulada "Ghetto". Tamién interpretó a Vladimir y Estragon na obra "Esperando a Godot" de Samuel Beckett, que coprotagonizó cola so esposa Julies Goell nel estrenu mundial de "Zoo of Tranquility", y foi retratáu en "Comix" de Robert Crumb.
Realizó'l so espectáculu ensin palabres en numberosos festivales, ente ellos nel Festival de Edimburgu, Festival d'Israel, Festival de Mimos Americanos y el Festival de Circu Internacional en Montecarlo. En 2004 actuó nel Teatru Fontaine en París mientres tres meses. En 2013 presentar nel Festival Atacamagica, na ciudá de Copiapó, Chile.
Amás de la so actuación, ye un Hipnotizador Ericksoniano y NLP Master Practitioner. Impartió talleres sobre teatru mudu d'habilidaes y ferramientes terapéutiques pa estudiantes y profesionales de la salú, educación y asesoramientu. Tamién ye miembru de la Xunta de Direutores de la sinagoga Etz Jaim (Portland (Maine), Estaos Xuníos).Dende 2009, mora nuna isla de Maine.
Charlotte Ayanna
Charlotte Ayanna (apellíu orixinal López, a les veces Charlotte Roldán) ye una actriz d'Estaos Xuníos y ex Miss Teen USA.
Ayanna nació en San Xuan, Puertu Ricu, pero camudar a Vermont a una edá temprana. Tuvo una infancia problemática, pasando trece años en llares de guarda de la so madre, Emma, que se consideró mentalmente incapacitada pa curiar d'ella y los sos dos hermanos. En 1994, a los 17 años, foi adoptada a un llar de crianza. Dende entós convirtióse nun voceru de los neños de crianza.
Camudó'l so apellíu a Ayanna cuando afayó que López yera l'apellíu del so güelu maternu, qu'afayó qu'abandonó a la so madre.
La so primer esposición nacional foi en 1993, cuando se convirtió en Miss Teen USA. Charlotte foi un co-autor d'un llibru tituláu "Lost in the System", publicáu en 1996, dándo detalles de la so vida y el so pasu por Miss Teen USA. Depués camudó'l so apellíu a "Ayanna", que significa "bendita" en cherokee. 
Dempués de la so victoria nel certame, fixo apaiciones d'invitada en programes de televisión incluyendo "Weird Science" y "Entourage". Tamién apareción nel videu musical del puertorriqueñu Ricky Martin, "She's All I Ever Had".
Los sos papeles en películes inclúin "Jawbreaker, , Dancing at the Blue Iguana, Kate y Leopold, Training Day" (como la esposa de Ethan Hawke), y "Love the Hard Way" con Adrien Brody. Tamién protagonizó con Sean Patrick Flanery como la vampiresa sexy na película fecha para DVD "The Insatiable". Tamién apaeció semidesnuda en "Love the Hard Way".
En 2002, ganó'l premiu de Meyor Actriz nel Festival Valenciennes International of Action and Adventure Films por "Love the Hard Way" empatando con Kajol por "Kabhi Khushi Kabhie Gham..."
Nicki Aycox
Nicki Lynn Aycox (nacida'l 26 de mayu de 1975) ye una actriz estaunidense.
Aycox nació en Hennessey, Oklahoma. Tien un hermanu menor, Steve. Fala con fluidez l'alemán d'alcuerdu a una entrevista cola revista "Jack". Tamién vien d'un heriedu indíxena.
Aycox empezó a actuar a una edá temprana. Tocaba'l pianu y cantaba en concursos de guapura de neña.
Dalgunos de los sos papeles inclúi a Syl na serie "Dark Angel", una animadora psíquica en "Jeepers Creepers 2", y Stella Vesey en "Ed". Tamién tuvo una temporada como la hermana del detective Rush na serie "Cold Case" y como Brenda "Mrs. B" Mitchell na serie "Over There". Foi la primer actriz n'apaecer en "" como la fía adicta a les drogues de Jim Brass, Ellie.
Tuvo un papel recurrente como Meg Masters na primer temporada de "Supernatural". Tuvo un papel en "Criminal Minds" como Amber Canardo, una villana sicópata nel episodiu "The Perfect Storm". Dende 2009 ta interpretando a "Jaimie Allen" (una policía tapada de Los Ánxeles) en "Dark Blue".
Marion Aye
Marion Aye (n'ocasiones escritu Maryon Aye) (5 d'abril de 1903 - 21 de xunetu de 1951) foi una actriz teatral y cinematográfico estaunidense que destacó pola so actuación en delles películes de la década de 1920, principalmente comedies.
Nacida en Chicago, Illinois, foi "descubierta" pol llexendariu cineasta Mack Sennett. Amás d'actriz, yera una bona baillarina, talentu qu'esibió en dellos filmes. Tamién actuó en dieciocho curtios del xéneru western xuntu a Bob Reeves, dómina que marcó probablemente'l visu de la so carrera. Créese qu'el so primer home, un axente de prensa, tuvo parte importante na selección de Aye como una de les WAMPAS Baby Stars en 1922. 
El so aislamientu de la industria cinematográfico, qu'había prácticamente escaecíu a l'anterior estrella, anició'l so primer intentu de suicidiu en 1935. Nos años siguientes tuvo otros varios intentos, hasta que finalmente finó por unu d'ellos en 1951 en Hollywood, California, n'inxiriendo venenu nuna habitación d'un motel en Culver City. El so padre informó que la vía amurniada dempués de nun poder consiguir un papel pa televisión. El so segundu home, el comediante Ross Forester, taba angustiado, esplicando qu'él pensó que la so esposa taba bromiando alrodiu de la so decisión de quitar la vida.
Hank Azaria
Henry Albert Azaria (Queens, Nueva York, 25 d'abril de 1964) ye un actor de cine y televisión, direutor, comediante y actor de voz estauxunidense. Ye reconocíu pola so carrera como actor de voz na serie animada "Los Simpson". Personifica a Moe Szyslak, Chief Wiggum, Apu Nahasapeemapetilon y numberosos personaxes más. 
Azaria apaeció tamién en películes como "The Birdcage", "Godzilla" , "La mio novia Polly" y "". Protagonizó la serie dramática "Huff", interpretando al personaxe principal, lo cual foi perbién recibíu pola crítica. Amás, participó nel famosu musical "Spamalot". Magar que orixinalmente namái trabayaba como actor cómicu, apocayá Azaria empezó a realizar papeles dramáticos, incluyendo "Tuesdays With Morrie" y "Uprising". Tuvo casáu con Helen Hunt dende 1999 hasta 2000, y ganó cuatro Premios Emmy y un premiu del Sindicatu d'Actores.
Azaria nació y creció en Forest Hills, Queens, Nueva York, fíu de padres sefardínes de Salónica, Grecia. El so padre, Albert, tuvo dellos negocios testiles, ente qu'el so madre criar al pie de los sos dos hermanes mayores, Stephanie y Elise. Antes de casase col so padre, la madre de Azaria trabayara como publicista en Columbia Pictures, promocionando películes nos países llatinoamericanos, polo que falaba tanto inglés como español. Dambos padres amaben el mundu y el negociu del espectáculu, polo que lo impulsaron a convertise n'actor. Azaria graduóse na Escuela The Kew Forest en Forest Hills, y más tarde estudió actuación na Universidá Tufts hasta 1985, enantes d'ingresar na Academia d'Artes Dramátiques. Ellí conoció a Oliver Platt, quien se convirtió nel so meyor amigu; Azaria dixo que "Oliver yera meyor actor de lo que yo yera nos mios años d'universidá, y realmente foi una inspiración". Xuntos, protagonizaron delles producciones universitaries, incluyendo "El mercader de Venecia". Azaria orixinalmente quería ser actor de teatru, polo qu'él y Platt crearon la so propia compañía: "Big Theatre". La única obra que produció la compañía foi una versión de "The Dumb Waiter", de Harold Pinter. El primer trabayu de Azaria foi nun comercial de la televisión italiana, a los diecisiete años d'edá. Llueu se dio cuenta de que la televisión ufiertába-y más oportunidaes, polo que se camudó a Los Angeles. Antes de dise de Nueva York, Azaria trabayó per dellos años nun chigre.
Azaria describió la so carrera como bien gradual, yá que nun saltó nengunu de los "pasos" comunes. Depués de camudase a Los Angeles, onde recibió clases del profesor de teatru Roy London, empezó a trabayar como comediante, ganando popularidá nos clubes de comedia locales. Fixo la so primer apaición en televisión al traviés d'un papel de dos llinies nun episodiu de la serie de 1986 de Peter Boyle "Joe Bash", anque'l so parte foi editada y esaniciada enantes del estrenu del programa. Sicasí, el papel dexó-y xunise al Screen Actors Guild, y bastiar a apaecer nun episodiu de "Family Ties".
Ye principalmente reconocíu pol so trabayu como actor de voz na serie animada "Los Simpson", un papel que sigue desempeñando. Sumar al elencu a los 22 años, cuando namái trabayara como actor de voz una vegada, interpretando a un perru animáu pal pilotu de Fox "Hollywood Dog". La primer voz que realizó foi la del taberneru Moe Szyslak, reemplazando a Christopher Collins, quien grabara la voz del personaxe en dellos episodios previos. conociéndolo pol pilotu fallíu, la direutora del elencu Guapa Pietila llamó a Azaria y ufiertó-y una audición pa faer la voz de Moe. Nesi momentu actuaba nuna obra, na cual interpretaba'l papel d'un narcotraficante, basando la so voz na de Al Pacino en "Dog Day Afternoon". Utilizó esa voz na audición, pero Matt Groening y Sam Simon pidiéronlu que facer más grave, convirtiéndola na voz actual de Moe. Groening y Simon pensaron que Azaria yera perfectu pa participar nos estudios de grabación de la Fox. Antes de ver siquier un llibretu, grabó delles llínees de diálogu como Moe pal episodiu "Some Enchanted Evening". Azaria nun esperaba recibir noticies del programa otra vegada pero volver a llamar, primero pa interpretar la voz del xefe Wiggum, y depués la de Apu Nahasapeemapetilon, hasta la , cuando empezó a faer munches más voces. Nesi momentu, recibió un contratu y empezó a formar parte del elencu permanentemente. Amás de Moe, Wiggum y Apu, Azaria fai les voces del Suxetu de les Historietes, Carl Carlson, Cletus Spuckler, Profesor Frink, Dr. Nick Riviera, Lou, Snake, Kirk Van Houten, Capitán Horatio McCallister, Superintendente Chalmers, Duffman, el "Home Sabiu", Luigi Risotto y munchos otros personaxes que namái apaecieron una vegada na serie.
Amás de la voz de Moe, que primeramente tuvo basada n'A'l Pacino, dellos de los personaxes de Azaria tán basaos en daquién. La voz de Apu foi tomada de los vendedores provenientes de la India y de Pakistán que trabayen en Los Angeles, y qu'escuchaba falar cuando diba de compres; amás, ta basada nel personaxe de Peter Sellers de la película "The Party". Orixinalmente, pensábase que'l fechu de que Apu sía indiu sería bien ofensivu y triáu, pero por cuenta de la forma en que Azaria lleó la llinia "Hola, Sr. Homer" el personaxe caltúvose asina. Azaria, sicasí, quexar d'esti fechu en "LateNet with Ray Ellin", diciendo que siempres pretendió que Apu fuera un estereotipu. La voz del xefe Wiggum yera orixinalmente una parodia de David Brinkley, pero cuando Azaria grabar por primer vegada, yera tan lenta y pausada que terminó paeciéndose a la de Edward G. Robinson. L'oficial Lou ta basáu en Sylvester Stallone, y el Dr. Nick ye "una mala imitación de Ricky Ricardo." La voz del "Home Sabiu" ta basada en Charles Bronson, ente que Carl tien una "voz simple que [Azaria] siempres faía". Dos de les voces asocediéronse-y mientres los sos años d'universidá: Snake ta basáu nel antiguu compañeru d'habitación de Azaria, ente que'l mozu de los cómic-books ta basáu nun estudiante que vivía na habitación allegante a la de Azaria, que taba nomada cola lletra "F". El Profesor Frink ta basáu na actuación de Jerry Lewis na versión orixinal de "The Nutty Professor", y la voz del Capitán ta inspirada nel actor inglés Robert Newton y la so interpretación de los pirates. Azaria basó la so actuación del personaxe Frank Grimes, del episodiu "Homer's Enemy", nel actor William H. Macy. Declaró que Grimes foi l'actuación más dura y emotiva que fixo na hestoria de "Los Simpson". 
El so amigos describir como "l'asonsañador esquiciáu" por cuenta de la so habilidá de copiar la voz de cualquier persona depués d'escuchala. Cuando yera neñu creía que toos podíen faer eso, hasta que se dio cuenta de que yera un talentu fora de lo normal. Azaria ta arguyosu de demostrar la so particularidá en "Los Simpson". Matt Groening dixo que Azaria tien la facilidá de tresformar les llínees menos gracioses nos meyores del episodiu, ente que'l guionista Jay Kogen declaró: "Cuando pienso que yá conozo tolos trucos de Hank, apaez con daqué nuevu que me sospriende". A lo llargo de la emisión de "Los Simpson", Azaria tuvo que cantar delles vegaes al traviés d'un personaxe, una xera que describe como más fácil que cantar de normal. El trabayu de Azaria na serie apurrió-y dellos premios, incluyendo trés premios Primetime Emmy na categoría "". Azaria, col restu del elencu principal, apurrió les voces de tolos sos personaxes na película de 2007 de "Los Simpson", titulada "".
Hasta 1998, Azaria recibía 30.000 dólares por episodiu. Depués, Azaria y los otros cinco actores de voz principales de "Los Simpson" viéronse arreyaos nuna disputa pol salariu, na cual Fox amenaciar con reemplazalos con actores nuevos, realizando inclusive audiciones pa nueves voces. Sicasí, el problema solucionóse llueu y dende 1998 hasta 2004, recibieron 125.000 dólares per episodiu. En 2004, los actores de voz convocaron a una fuelga, demandando sueldos de 360.000 dólares per episodiu. El conflictu foi solucionáu un mes dempués, y el salariu de Azaria amontar a un númberu ente 250.000 dólares y 360.000 dólares per episodiu. En 2008, la producción pa la de la serie foi puesta n'espera por cuenta de nuevos arreglos nel contratu colos actores de voz, quien queríen aumentar el salariu a una suma cercana a los 500.000 dólares per episodiu. La disputa foi solucionada más tarde y Azaria y el restu del elencu recibió'l sueldu que queríen.
Una vegada que "Los Simpson" consolidóse y Azaria tuvo abondu dineru pa vivir cómodamente, dexó de trabayar en comerciales, yá que los consideraba "desmoralizadores", yá que siempres sonaba sarcásticu cuando lleía les sos llínees. Mientres grababa'l so parte de "Jell-O Man" pa un comercial de Jell-O, pidióse-y que fixera la so voz "más prestosu y amistosa, por que-yos guste a los neños". Depués de señalar que "Jell-O Man" yera un personaxe ficticiu, abandonó la producción y nunca más emprestó la so voz pa una publicidá.
Depués de llograr fama con "Los Simpson", Azaria empezó a aceptar otros papeles, tales como una apaición na película de 1990 "Pretty Woman". Dende esi entós, formó parte del elencu de "Herman's Head" personificando a Jay Nichols, al pie de la so compañera de "Los Simpson" Yeardley Smith. Delles vegaes grababa llínees pa "Los Simpson" y filmaba "Herman's Head" el mesmu día. Trabayó col direutor Robert Redford na película de 1994 "Quiz Show", y el mesmu añu, fixo la so primer apaición en "Friends", interpretando a David, unu de los novios de Phoebe Buffay. La so primer apaición foi nel décimu episodiu del programa, primero que'l personaxe va vivise a Minsk. Volvió na séptima temporada de la serie, enantes de faer delles apaiciones mientres la novena, que remató cuando-y propunxo matrimoniu a Phoebe. Ella refugar, y David nunca más apaez na serie. Dende 1996, trabaya tamién en "Mad About You" como Nat, el paseador de perros. Azaria llogró nominaciones pa los premios Emmy por dambos papeles. Siguió col so trabayu como actor de voz interpretando a Venom/Eddie Brock en "Spider-Man: La serie animada" por cuatro años, y na película "Anastasia" como Bartok l'esperteyu, volviendo grabar la so voz pa la secuela "Bartok the Magnificent". 
En 1996, Azaria interpretó a una ama de llaves homosexual guatemalteco llamáu Agador Spartacus na película "The birdcage" (Una Xaula de grillos). Foi nomáu pa un premiu del Sindicatu d'Actores, y la crítica emponderó'l so papel como "el más risonderu de la película". Pa faer el papel tuvo de falar con un acentu guatemalteco, y trató de que la so voz sonara lo más amuyerada posible. Depués de tres semana de producción, diose cuenta que falaba como la so güela, quien lo ayudar na so actuación. Azaria apaeció en delles películes, xeneralmente en papeles menores. Depués de trabayar en "Heat" y en "Grosse Pointe Blank", apaeció na película de 1998 "Godzilla" como'l fotógrafu Victor "Animal" Palotti. Más tarde, interpretó al rival de Gwyneth Paltrow, Walter Plane na "remake" de 1998 de "Great Expectations", y co-protagonizó la película de Tim Robbins "Cradle Will Rock". Tamién protagonizó'l llargumetraxe de Disney "Mystery, Alaska", el de Universal Pictures "Mystery Men", en 1999, ya interpretó al Profesor Groteschele en "Fail Safe", un programa que s'emitía en vivu. Depués tuvo papeles nes películes "America's Sweethearts", "Along Came Polly" y "". Pol so papel como Claude en "Along Came Polly", Azaria donó una peluca y trabayó por "siete o ocho selmanes" pa consiguir la forma que riquía la mesma. Azaria trabayó tamién nel debú como direutor de David Schwimmer, "Run, Fat Boy, Run". Mientres la producción trabó amistá col co-protagonista Simon Pegg, realizando les voces de "Los Simpson" tres el so pidíu, distrayyendo frecuentemente a Pegg cuando se suponía que tenía de tar filmando.
Azaria empezó a llograr más fama tres la so actuación como Mitch Albom xuntu con Jack Lemmon na película de televisión de 1999 "Tuesdays With Morrie", ganando un Emmy pol papel. Azaria describir como "el meyor trabayu que fixo". Foi unu de los primeros papeles dramáticos que fixo Azaria, una y bones la mayor parte de la so carrera tuvo rellacionada cola comedia. El so siguiente papel dramáticu foi na película de televisión "Uprising" interpretando a Mordechaj Anielewicz. Azaria confundir na audición y delles vegaes preguntó-y al productor y direutor Jon Avnet por qué lo escoyeren. "Sabía qu'a Avnet gustó-y el fechu de que yo yera xudíu, polo que sabía que podría faer bien los acentos. Convocóme a mi y a David Schwimmer pa "Uprising", y los dos tábamos igual de intrigados. Pensamos que quería persones que fueren reconocíes por ser prestaes. Nunca me lo esplicó satisfactoriamente; nun entiendo por qué". Los sos roles en "Tuesdays With Morrie" y "Uprising" afectar psicolóxicamente, llevándolo a un estáu depresivu, lo cual rellató nos DVD de "Monty Python". 
Azaria interpretó al psiquiatra Craig "Huff" Huffstodt na serie televisiva "Huff", na cual tamién trabayó como productor. Amaba'l so papel, yá que-y paecía que la serie colaba perbién, polo que na so segunda temporada empezó a "estender al personaxe emocionalmente". Depués de lleer el llibretu orixinal unviar al so amigu Oliver Platt, quien interpretó al meyor amigu de Huff, Russell Tupper. El programa foi emitíu por dos temporaes mientres 2004-2006, llogrando siete nominaciones a los premios Emmy en 2005, incluyendo una nominación pa Azaria na categoría "Meyor Actor d'una Serie Dramática". A pesar de los premios, el programa tenía baxa audiencia y Showtime decidió nun producir una tercer temporada. Azaria dirixió un episodiu de la segunda temporada del programa, y espresó el so deséu de convertise en direutor a finales de la so carrera. 
Escribió y dirixió la película curtia de 2004 "Nobody's Perfect", que ganó'l premiu "Filme Discovery Jury" al meyor curtiu nel Festival de la Comedia d'Estaos Xuníos. En xineru de 2007, confirmóse que taba dirixiendo "Outsourced", una película sobre dos trabayadores americanos que viaxen pa recuperar los sos empleos, depués de que la so fábrica camudar a Méxicu.
Azaria tamién apaeció en delles producciones teatrales. En 2003 apaeció nel teatru de Londres West End como Bernard en "Sexual Perversity in Chicago", xuntu con Matthew Perry y Minnie Driver. En 2004, Azaria empezó a interpretar a Sir Lancelot, el caballeru francés, y a otros personaxes en "Spamalot" la versión musical de "Monty Python and the Holy Grail", que estrenóse en Chicago n'avientu de 2004 enantes de camudase a Broadway. L'espectáculu foi aclamáu pola crítica, recibiendo catorce nominaciones a los Premios Tony, incluyendo la categoría "Meyor Actor d'un Musical" pa Azaria. Azaria describió al so papel como "el más risonderu que tuvi na mio vida". Tomóse un descansu de la obra en xunu de 2005, con Alan Tudyk como'l so reemplazu, pa trabayar en "Huff", pero tornó n'avientu de 2005. Siguiendo colos sos papeles en teatru, a finales de 2007 protagonizó la obra de Aaron Sorkin "The Farnsworth Invention", interpretando al xefe de RCA David Sarnoff. En 2011 dio vida a Gargamel na película de Los Pitufos.
A principios de la década de 1990, Azaria comprometer cola actriz Julie Warner. En 1994, Azaria empezó una relación cola actriz Helen Hunt, y casóse con ella nuna ceremonia tradicional xudía na casa de la pareya, al sur de California, el 17 de xunetu de 1999. Azaria trabayara con Hunt en "Mad About You", amás del episodiu de "Los Simpson" "Dumbbell Indemnity" cuando ella interpretó a la novia de Moe, Renee. Dempués d'un añu de matrimoniu, Azaria dir de la so casa y empezó a vivir nun hotel de Bel-Air. Depués d'una separación de seis meses, alegando "diferencies irreconciliables", Hunt pidió'l divorciu, que concretóse'l 18 d'avientu de 2000. Azaria sigue siendo amigu de Oliver Platt y ye el padrín del fíu de Platt, George. Políticamente, Azaria sofita al Partíu Demócrata, ye fanáticu de Elvis Costello, y dixo que sería terapeuta si nun fuera actor. Considera que la triloxía "El Padrín" foi la que lo inspiró pa convertise n'actor, y los sos héroes son Peter Sellers y Walt Frazier.
Hank interpreta delles de les voces de personaxes secundarios na versión orixinal, ente ellos atópense:
James Babson
James Babson ye un actor d'Estaos Xuníos qu'estudió na Universidá Carnegie Mellon na Escuela de Drama. Notables apaiciones na pantalla inclúin los papeles de Rudolf Hess en "" y l'Axente Moss na película "Hellboy".
Lauren Bacall
Lauren Bacall (nacida Betty Joan Perske; Nueva York, – ibíd., ) foi una actriz estauxunidense. 
Empecipió la so carrera como modelu, y dempués empezó a trabayar nel cine. Participó nunes 40 películes, ente les que destaquen los clásicos de cine negru "Tener y nun tener" (1944), "The Big Sleep" (1946), "Dark Passage" (1946) y "Cayo Llargu" (1948), según otros filmes de xéneros diversos como "How to Marry a Millionaire" (1953), "Designing Woman" (1957), "Harper, investigador priváu" (1966), "Asesinatu nel Orient Express" (1974) y "The Mirror Has Two Cares" (1996). El so interpretaciones facer acreedora de múltiples premios, ente ellos un premiu del Sindicatu d'Actores, un Globu d'Oru y dos Tony. Pola so trayectoria profesional recibió'l Óscar honoríficu, según el premiu Cecil B. DeMille, el César Honoríficu y el Premiu Donostia. Ye unu de los grandes mitos femeninos de la hestoria del cine, el American Film Institute considerar ente les 20 estrelles femenines más grandes de tolos tiempos. 
Naz frutu del matrimoniu formáu por dos emigrantes xudíos afincaos nel Bronx: William Perske (nacíu en 1889 como Wulf Perski en Polonia; fináu n'Estaos Xuníos en 1982) y Natalie Weinstein-Bacal (nacida en 1901 en Rumanía como Natalie Weinstein; finada n'Estaos Xuníos en 1972). El so madre camudó l'apellíu primeru por Weinstein-Bacal y depués por Bacall. Lauren emplegaría'l segundu apellíu maternu. Un detalle singular de l'actriz ye que yera prima hermana de Shimon Peres, el 9.º presidente d'Israel, una y bones el padre d'ella y el padre de Shimon yeren hermanos.
A los 15 años ingresó na American Academy of Dramatic Arts (Academia Americana d'Artes Dramátiques). Pa costearse los sos estudios trabayó como modelu y acomodadora nun cine. En 1941, a los 17 años, apaeció na portada d'una prestixosa revista de moda, "Harper's Bazaar", qu'esteló al direutor Howard Hawks. Ésti pidió a la so secretaria que pidiera referencies sobre la nueva modelu; pero por un tracamundiu la secretaria convocó directamente a Lauren a una cita en Los Ánxeles. Cuando Hawks conocer decepcionóse: a pesar de la so atayante fotogenia, Lauren yera una mocina más bien cobarde, de voz nasal. Debidamente adomada, la incipiente actriz dio un tonu más grave a la so voz; debutó como actriz en Broadway en 1942, y dos años dempués debutó nel cine per tolo alto: Hawks incluyir nun elencu xuntu al consagráu Humphrey Bogart y la catapultó al estrellalgu.
La primer película de Bacall convirtióse instantáneamente en clásicu: foi "Tener y nun tener" ("To Have and Have Not"), de Howard Hawks, na qu'apaeció xuntu con Humphrey Bogart. D'esti rodaxe cúntase que nes primeres escenes Bacall taba tan nerviosa que tremecía y agachaba la cabeza. La so mirada de revisgu, productu de los nervios, terminó convirtiéndose nun signu de personalidá: aumentaba'l magnetismu del so fotogenia y dába-y mayor ambigüedá. Bacall repitió con Bogart n'otros trés filmes maxistrales: "The Big Sleep" ("El suañu eternu") (1946), "Dark Passage" ("La sienda tenebrosa") (1947) y "Key Llargu" ("Cayo Llargu") (1948).
Anque'l so historial nel cine ye relativamente curtiu, en parte pol so criteriu selectivu, Lauren Bacall encetó xéneros diversos. En 1953 actuó xuntu a Marilyn Monroe y Betty Grable na comedia "How to Marry a Millionaire" ("Cómo casase con un millonariu"), con gran ésitu de crítica y taquilla. Más tarde protagonizó'l melodrama "Written on the Wind" ("Escritu nel vientu", 1956), xuntu a Rock Hudson, Dorothy Malone y Robert Stack, so la dirección de Douglas Sirk. Nel añu 1966 collaboró con Paul Newman en "Harper, investigador priváu". 
Convertida yá nuna "vieya gloria" de la "dómina dorada" de Hollywood, a partir de la década de 1970 foi espaciando los sos trabayos. En 1974 participó na superproducción d'intriga "Murder on the Orient Express" (" Asesinatu nel Orient Express"), con Ingrid Bergman y munches otres estrelles, y en 1976 trabayó con John Wayne na última película d'ésti: "El postreru pistoleru".
En 1942, fixo'l so debú en Broadway con "Johnny 2 X 4", una obra en tres actos de Rowland Brown. Nesta interpretó un rol de repartu, tando la dirección al cargu de Anthony Brown. 
Los trabayos de Bacall en Broadway incluyeron "Goodbye, Charley" en 1959, "Cactus Flower" en 1965 y "Applause" en 1970. Esta última obra yera una adaptación de la película "Eva al desnudu", que protagonizara Bette Davis; quien vio l'actuación de Bacall y emponderar diciendo qu'ella yera la única actriz apropiada pa tal personaxe. 
Yá en 1981 Bacall protagonizó "Woman of the Year", y nel West End londinense encabezó en 1985 el cartelu de "Duce páxaru de mocedá", la famosa obra de Tennessee Williams.
En 1999 fixo la so última intervención teatral con "Waiting in the Wings". 
Ente los sos los sos trabayos más recién figuren "Misery" (1990) con James Caan y Kathy Bates (que ganó un Óscar); "Prêt-à-porter" de Robert Altman; "Diamonds" (1999); dos filmes de Lars von Trier" (Dogville", 2003 y "Manderlay", 2005) ; y una película rodada en Mallorca: "El celu" (1999), inspirada en "Otra vuelta de tuerca" de Henry James. Esta película dirixir Antoni Aloy y cuntó tamién cola participación de Harvey Keitel.
Lauren Bacall foi nomada al "Oscar" como Meyor Actriz de repartu ("Best Supporting Actress Academy Award") pol so papel en "The Mirror Has Two Cares" (1996), filme empobináu por Barbra Streisand; pero foi ganada por Juliette Binoche pol so papel en "El paciente inglés". Finalmente foi premiada con un Óscar honoríficu a la so carrera en 2009.
Con apenes 20 años, Lauren Bacall casóse con Humphrey Bogart, yá divorciáu y de 45 años, en 1945, y siguió al so llau hasta la muerte del actor en 1957 por causa de un cáncer. La relación empezó ente bambalinas, estableciéndose una gran afinidá ente dambos actores y 18 meses dempués yá yeren maríos. De la unión con Bogart nacieron dos fíos: el productor de noticies Stephen Bogart y Leslie Bogart.
El so segundu maríu foi'l tamién actor Jason Robards (dende 1961 hasta'l so divorciu en 1969). Divorcióse ocho años dempués por cuenta de problemes d'alcoholismu per parte del actor. D'esta unión nació un varón, quien sería l'actor Sam Robards.
Lauren Bacall dexó escrites dos autobiografíes, "Lauren Bacall By Myself" (1978) y "Now" (1994).
Lauren Bacall siguía siendo considerada como un mitu del cine clásicu y entá con 88 años participaba en filmes, siendo'l postreru "The Walker", que foi presentáu nel Festival de Cine de Berlín.
Morena Baccarin
Morena Baccarin (Ríu de Janeiro, ) ye una actriz brasileño-estauxunidense.
A los siete años, treslladóse xunto a la so familia a Greenwich Village (Nueva York) y estudió na escuela pública y nel "New York City Lab School for Collaborative Studies" onde compartió clases cola so compañera de repartu en "Homeland": Claire Danes.
En 2001 consiguió'l so primer papel nel cine con "Arume", xuntu a Jeff Goldblum. Esi mesmu añu protagonizó la película "War off Broadway" y dempués actuó xuntu a Natalie Portman na versión de la obra de Antón Chéjov "La gavilueta". Dempués formó parte del elencu de la serie "Firefly", protagonizada por Nathan Fillion, y empezó a dase a conocer. Dobló a Canariu Negru na "Lliga de la Xusticia Ilimitada" y fixo un cameo na serie "The OC" en 2006. Entós daquella, tamién actuó nel episodiu pilotu de "Colgaos en Filadelfia", interpretando un transexual. L'episodiu nunca foi emitíu en televisión, yá que foi utilizáu p'amosar el show a los executivos de la FX.
N'abril de 2006 anuncióse que Morena sería la versión adulta d'Adria, un villanu recurrente na décima temporada de "Stargate SG-1" y qu'hasta el momentu namái apaeciera nuna versión infantil. Actuó per primer vegada nel séptimu episodiu ("Counterstrike") y caltuvo el papel hasta'l final de la serie. 
Actuó con un pequenu papel na segunda temporada de "How I Met Your Mother " (Chloe) y en "Justice". En 2007 apaeció nun episodiu de "Les Vegues" y el 6 d'abril de 2008 apaeció nun episodiu de "Dirt", interpretando a una actriz de Hollywood. Protagonizó'l "remake V". ya interpretó a un personaxe relevante nel episodiu decimonovenu de la tercer temporada de "El mentalista", apaeciendo nuevamente nel decimoquintu episodiu de la cuarta temporada. 
Ente 2009-2011 interpretó'l papel de "Anna" na serie "V" mientres 22 episodios. 
Ente 2011-2013 interpretó a la muyer d'unu de los dos protagonistes de "Homeland". Curiosamente, actúa al pie de una de les sos compañeres de colexu: Claire Danes, la protagonista.
En 2014 estrénase la película animada ""Son of Batman"" onde empresta la so voz pal personaxe de Talia al Ghul.
En xineru de 2015 estrenóse nel capítulu 11 de la serie Gotham onde interpreta a la Dra. Leslie Thompkins.
Barbara Bach
Barbara Goldbach (Queens, Nueva York, 27 d'agostu de 1947), conocida artísticamente como Barbara Bach, ye una modelu y actriz estaunidense. Foi la chica Bond de la película "La espía que m'amar". Ta casada con quien foi baterista de The Beatles, Ringo Starr.
Ye fía de padre xudíu y madre católica-irlandesa. A los 16 años dexó la escuela pa convertise en modelu, algamando'l rangu de top-model a los 17 años. Un añu dempués embrivió'l so apellíu a "Bach" y empezó una meteórica carrera teniendo enforma ésitu como modelu nel so natal América trabayando cola famosa Ford Models. La so cara empezó a ser frecuente en revistes de moda, especialmente na revista "Seventeen". Convertir nuna super modelu nos años 60 y 70 (con unes midíes de 90-60-90, una figura perfecta). Conoció a un industrial italianu, Augusto Gregorini, con quien contraxo matrimoniu en 1968 y treslladóse a vivir a Roma.
Barbara fixo distintos papeles en películes italianes, empezando pol so debú con un pequeñu papel en "La Odisea 1969" ("Les aventures de Ulises") de Dino de Laurentis, tamién intervieno en "Il Mio Monsignore", "La tarantula del ventre nero", "Bambol y di vetri", "Maschio ruspanti", "Paolo di caldu" y "Last chance". Dixebrar d'Augusto Gregorini en 1975 y tornó a los Estaos Xuníos, consiguiendo'l divorciu legalmente en 1978.
Barbara fixo una prueba pal productor direutor Tony Richardson pa una futura película. Pero esa película nunca llegó a faese. Sicasí en 1976, el productor de Bond "Cubby" Broccoli de casualidá ver nesi video y quedóse impresionáu. "Creo," dixo Broccoli, "que tuvi buscando mientres tola mio vida una actriz que tenga esa forma de mirar tan peculiar como Barbara Bach". Y foi entós en 1977, el papel de Barbara como Anya Amasova (Axente XXX) na película "La espía que m'amar" ("The Spy Who Loved Me") el que la catapultó a la fama internacional y convertir nun símbolu sexual. El so papel ye consideráu'l más importante que se creó pa cualesquier chica Bond protagonista. El so papel na película dio pie a la creación d'una muñeca que tuvo enforma ésitu (una figura d'acción tipo madelman dientro d'una colección de muñeques y carricoches del merchandising promocionando esta película). Barbara tenía 27 años, tenía un bellísimo cara y un cuerpu d'infartu, pero foi'l so saber tar y el so talentu lo qu'atraxo al productor Cubby Broccoli.
En 1978 Barbara interpretó a una guerrera yugoslava llamada Marizza en "Fuerza 10 de Navarone" (interviniendo tamién nesta película Edward Fox, Harrison Ford y Robert Shaw) una continuación de la hestoria de "Los Cañones de Navarone", teniendo Barbara un papel destacáu.
En 1978-79 la esitosa serie de TV "Los ánxeles de Charlie" taba buscando una sustituta para Kate Jackson (Sabrina na serie). 15.000 guapures, modelos y actrices presentar pal papel, dempués de meses y meses de pruebes y más pruebes solu dos favorites quedaron finalmente: Barbara Bach y Shelley Hack. El 13 d'abril de 1979, el "New York Daily News" y munches revistes del mundu informaron que Barbara Bach yera'l nuevu Ánxel de Charlie, inclusive la prestixosa revista española Hola anunciar en portada, sicasí foi refugada na última prueba polos productores por resultar demasiáu sofisticada y europea pal papel.
Barbara Bach contraxo primeres nupcies con Augusto Gregorini en 1968, un empresariu italianu que conociera dos años enantes. D'esta unión nacieron dos fíos, Francesca (en 1968) y Gianni (en 1972). Na actualidá, Francesca Gregorini dedicar a la música y cine. Bach y Gregorini divorcióse en 1978.
Ringo Starr conoció a Bach en 1980 en Méxicu, mientres la filmación de la cinta "El Cavernícola" ("Caveman"). Namorar al intre. Ringo siempres dixo que lo suyo con Barbara foi una auténtica flechada. El 27 d'abril de 1981 contraxeron matrimoniu. Dende mediaos de los años 1980, Bach tuvo inactiva tantu como modelu como actriz. Nos últimos años dedicóse a acompañar a Ringo nes sos actuaciones y a participar n'obres sociales y de caridá, como la llucha contra'l SIDA y la fundación "L'ánxel rumanu" que foi fundada por ella y poles otres trés esposes de los Beatles, Olivia Harrison, Linda McCartney y Yoko Ono.
Catherine Bach
Catherine Bach (Ohio, 1 de marzu de 1954) ye una actriz d'Estaos Xuníos.
Nacida en Cleveland, Ohio, Estaos Xuníos. La so primer actuación na pantalla foi en The Midnight Man con Burt Lancaster, na qu'interpretó a una alumna. Ye recordada por interpretar el papel de Daisy Duke na popular serie The Dukes of Hazzard 1979-85, repitiendo'l papel nes películes pa televisión "The Dukes of Hazzard: Reunion!" (1997), The Dukes of Hazzard: Hazzard in Hollywood 2000. En 1991 protagonizó la serie African Skies, como Margo Dutton. Tamién actuó nes películes Thunderbolt and Lightfoot con Clint Eastwood 1974, Nicole 1978, Cannonball Run II 1984, y Rage and Honor 1992.
Jim Backus
Jim Backus (James Gilmore Backus: 25 de febreru de 1913 – 3 de xunetu de 1989) foi un actor radiofónicu, cinematográficu y televisivu, amás d'actor de voz de nacionalidá estaunidense. Ente los sos papeles más destacaos figuren los siguientes: la voz de Mr magoo; el ricu Hubert Updike III nel show radiofónicu de Alan Young; l'home del personaxe de Joan Davis na serie televisiva "I Married Joan"; el padre del personaxe de James Dean en "Rebelde ensin causa"; y Thurston Howell III na sitcom de la década de 1960 "La isla de Gilligan". Tamién tuvo un programa propiu, d'una temporada de duración, "The Jim Backus Show", tamién conocíu como "Hot off the Wire".
D'ascendencia llibanesa, nació en Cleveland, de Ohio, y crióse en Bratenahl, localidá del mesmu estáu. Los sos padres yeren Daisy Taylor y l'inxenieru mecánicu Russell Gould Backus. 
Backus tuvo una estensa carrera y trabayó de manera constante en Hollywood a lo llargo de cinco décades, de cutiu interpretando a personaxes de clase alta, tales como Thurston Howell III en "La isla de Gilligan". 
Ente les producciones nes qu'actuó destaquen "A Dangerous Profession" (1949, nesti casu tamién como narrador), "Deadline - O.S.A." (1951, con Humphrey Bogart), "La impetuosa" (1952, con Spencer Tracy y Katharine Hepburn), "Rebelde ensin causa" (1955), "The Pied Piper of Hamelin" (1957), y "El mundu ta llocu, llocu, llocu" (1963). Amás, fixo distintes actuaciones na serie "The Beverly Hillbillies" (1962), y en 1952 rodó una curtia escena con Marilyn Monroe en "Don't Bother to Knock". 
Nel mediu radiofónicu posterior a la Segunda Guerra Mundial Backus intervieno con frecuencia en shows como "The Jack Benny Program", y encarnó a un personaxe llamáu Hartley Benson en "The Mel Blanc Show", emitíu pola CBS.
En marcáu contraste colos sos habituales personaxes ricos, Backus actuó en "The Brady Bunch" interpretando a un vieyu buscador d'oru, un papel que tamién encarnó nun episodiu de "La isla de Gilligan". Otru de los sos papeles televisivos tuvo llugar nel episodiu final "The Hustler" de "La tribu de los Brady", nel papel del xefe de Mike, Mr. Matthews. Backus trabayó en "La isla de Gilligan" dende 1964 a 1967, con reposiciones feches ente 1978 y 1982. 
Otru papel importante de Backus foi la voz del personaxe Mr magoo, interviniendo tamién en reposiciones dende 1964 a 1977, incluyendo "The Famous Adventures of Mr. Magoo" y "What's New, Mr. Magoo".
Backus y la so esposa, Henny Backus, escribieron en collaboración dellos llibros d'humor, ente ellos "Only When I Laugh". Tamién foi unu de los guionistes del filme de 1971 de calter familiar "Mooch Goes to Hollywood", sobre un perru que quier aportar a estrella cinematográfica. En 1984 tamién escribió la so autobiografía, "Backus Strikes Back".
A finales de la década de 1950, Backus grabó dos discos d'estilu Novelty Song, "Delicious" y "Cave Man". En 1974 arrexuntóse una serie d'antiguu material radiofónico de Backus nun álbum editáu pol sellu DORE col títulu de "The Dirty Old Man". Backus tamién foi la voz de Dios na grabación "Truth of Truths", una ópera rock de 1971 basada en La Biblia.
Backus actuó en dellos anuncios comerciales televisivos. Nel papel de Mr. Magoo, collaboró mientres años na publicidá de la llinia de productos de Xeneral Electric. Tamién foi voceru de la empresa La-Z-Boy nos años setenta, y a finales de los ochenta axuntar cola so anterior compañera de repartu en "Gilligan's Island", Natalie Schafer, pa rodar un anunciu de palombines de maíz de Orville Redenbacher. Dambos artistes teníen yá una salú fráxil, y esa sería la última actuación televisiva de dambos.
Jim Backus finó en 1989 a los 76 años en Los Angeles, California, por entueyos d'una neumonía, enfermedá que se sumaba a una enfermedá de Parkinson de dellos años d'evolución. Backus foi soterráu nel de Westwood (Los Angeles).
David Bacon
David Bacon (24 de marzu de 1914 – 12 de setiembre de 1943) foi un actor cinematográficu estaunidense.
El so verdaderu nome yera Gaspar Griswold Bacon, Jr., y nació en Barnstable (Massachusetts), nel senu d'una destacada familia de la Mariña Esti, la Boston Brahmin. El so padre, Gaspar G. Bacon, perteneció a la xunta directiva de la Universidá de Harvard y, na década de 1930, foi Teniente Gobernador de Massachusetts.
David Bacon graduóse en Harvard, y braniaba cola so familia en Woods Hole (Massachusetts), en Cabu Cod, formando parte nos años trenta de los "University Players" de West Falmouth (Massachusetts). Ellí conoció a actores entós desconocíos como James Stewart y Henry Fonda, con quien más palantre compartió agospiamientos mientres lluchaba por salir alantre.
La so carrera nun progresaba, y Bacon foi munchos años al debalu. Camudar a la ciudá de Nueva York, onde consiguió'l patrociniu d'un ricu mecenes británicu y, anque nun consiguió un empléu fixu, sí empezó a utilizar costosa vestimienta y xoyería, lo cual fixo que s'especulara que Bacon actuaba como un gigolo.
Más palantre foi a vivir a Los Angeles, California, onde conoció y casóse cola cantante y actriz austriaca Greta Keller. Nos sos últimos años Keller desveló que Bacon yera homosexual y ella lesbiana, y que'l so matrimoniu de conveniencia sirvió por que dambos caltuvieron una fachada de respetabilidad nel mundín de Hollywood, nel cual dambos intentaben consolidar dos tales carreres cinematográfiques. 
En 1942 Howard Hughes conoció a Bacon, y contratólu col enfotu de dirixi-y nel filme "The Outlaw" (1943), col papel de Billy the Kid. Bacon fixo un test de pantalla, siendo la resultancia negativa, polo qu'hubo de ser refugáu pal papel. Anque Hughes decidió que Bacon nun actuara na película y reemplazó-y Jack Buetel, caltuvo a Bacon contratáu, dándo-y dellos papeles de menor entidá. Keller afirmaba qu'hubo una relación homosexual ente Hughes y Bacon, y ella culpaba a dicha situación de la sustitución de Bacon nel filme. Hughes, sicasí, yera conocíu por ser un muyeriegu, siendo de cutiu oxetu de demandes ensin escupulicios pa sacar provechu del so dineru. Más palantre Hughes escoyó a Bacon pa interpretar un papel nel serial "The Masked Marvel" (1943). El serial producir con un baxu presupuestu, y marcó un puntu baxu na carrera de Bacon, recordando Keller qu'él s'atopaba humildáu. Con too y con eso, anguaño ye'l trabayu más conocíu de Bacon. 
En septiembre de 1943, Bacon foi vistu conduciendo un coche erráticamente en Santo Mónica (California) enantes de salir de la carretera y frenar. Dellos testigos viéron-y salir del coche y taramellase de volao enantes de cayer al suelu. Morrió enantes de poder dicir nada. Atopóse un pequeñu cuchiellu claváu nel so llombu. L'arma furara'l pulmón causándo-y la muerte. Keller, n'avanzáu estáu de xestación, sufrió un colapsu al conocer la noticia, y más palantre el so fíu nació muertu. El casu atraxo l'interés públicu mientres un tiempu, pero sigue na actualidá ensin habese resueltu.
Kevin Bacon
Kevin Norwood Bacon (Filadelfia, Pensilvania, 8 de xunetu de 1958) , ye un actor de cine y teatru d'Estaos Xuníos, notable polos sos papeles en "National Lampoon's Animal House, Footloose, Diner, The Woodsman, Friday the 13th, Hollow Man, Tremors", "" y "Frost/Nixon".
Bacon ganó un Premios Globu d'Oru y Premios del Sindicatu d'Actores, tuvo nomáu pa un Premiu Emmy, y foi nomáu por "The Guardian", como unu de los meyores actores que nun recibió una nominación al Premiu Óscar.
En 2003, Bacon recibió una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood.
Bacon, primero de seis fíos, nació y foi criáu nuna familia bien xunida, en Filadelfia, Pensilvania. La so madre, Ruth Hilda (de soltera Holmes; 1916-1991), enseñaba nuna escuela primaria y yera una activista lliberal, y el so padre, Edmund Norwood Bacon (2 de mayu de 1910 - 14 d'ochobre de 2005), foi un arquiteutu bien respetáu y un prominente Filadelfiano que fuera Direutor Executivu de la Comisión de Planificación de la Ciudá de Filadelfia per munchos años. Unu de los sos hermanos ye'l músicu Michael Bacon. A los 16 años, en 1974, Bacon ganó una beca financiada y asistió a la Escuela de Gobernadores d'Arte en Pensilvania, na Universidá Bucknell.
En 1978 fixo'l so debú en cine na película "Animal House" (1978) de John Landis, y bien llueu consiguió pequeños papeles en títulos conocíos como "Vienres 13" (1980) y "Hero at Large" (1980). Más tarde participó en "Diner" (1982), un drama de Barry Levinson y protagonizáu por Mickey Rourke, Daniel Stern y Steve Guttenberg.
Actor bien versátil y dotáu tantu pa la comedia como'l drama, l'ésitu llegó-y na película empobinada por Herbert Ross na que Bacon interpreta a un mozu rebalbu y apasionáu pol baille en "Footloose" (1984). Tamién destacó nos filmes posteriores, como "Quicksilver" (1986), "White Water Summer" (1987), "She's Having a Baby" (1988), "Criminal Law" (1988) y "The Big Picture" (1989). Al añu siguiente compartió cartelu con Julia Roberts y Kiefer Sutherland nel filme "Flatliners" (1990), dirixíu por Joel Schumacher, na qu'un grupu de mozos residentes xuega cola muerte gracies a les sos avanzaes conocencies médiques y científicos. Tres esta collaboración intervieno nel ciclu televisivu "The Saturday Night Live" y Oliver Stone convocar pa un pequeñu papel de prostitutu gai nel filme "" (1991), que sería un gran ésitu de taquilla y bonos comentarios per parte de la crítica, recibiendo ocho nominaciones a los Óscar.
Dempués actuaría en películes como "A Few Good Men" (1992), con Tom Cruise, Jack Nicholson y Demi Moore collechando de nuevu un gran ésitu en taquilla, amás la cinta recibió cuatro nominaciones a los Óscar, incluyendo Óscar a la meyor película. Recibió la so primer nominación al Globu d'Oru al meyor actor de repartu con "The River Wild" (1994) con Meryl Streep;participó en "Homicidiu en primer grau" (Murder in the First n'inglés) (1995), con Christian Slater y Gary Oldman, llogrando la so primer nominación al Premio del Sindicatu d'Actores al meyor actor de repartu y esi mesmu añu collechó un nuevu ésitu con "Apollo 13" (1995), xuntu a Tom Hanks y Ed Harris y pola que ganó'l Premiu del Sindicatu d'Actores al meyor repartu y que recaldó 355 millones de dólares en tol planeta. Más tarde llegaríen y "Sleepers" (1996), con Robert De Niro, Dustin Hoffman, Brad Pitt y Jason Patric. Tamién en 1996 debutó na dirección del telefilme "Losing Change" (1996), protagonizáu por Helen Mirren y Kyra Sedgwick, ésta última tamién ye la so esposa.
En 1998 protagonizó y produció (como productor executivu) el thriller eróticu "Wild Things" (1998) xuntu a Matt Dillon, Nieve Campbell y Denise Richards. Al añu siguiente protagonizó'l thriller sobrenatural "Stir of Echoes" (1999) na qu'interpretaba a un home que tres una sesión d'espiritismu podía ver a los muertos y que recibió bones crítiques per parte de la prensa especializada. En 2000 protagonizó con Elizabeth Shue "Hollow Man" (2000), na qu'interpretaba a un home que tres un fallíu esperimentu científicu volvíase invisible. El filme foi un ésitu, recaldando 190 millones en tol mundu.
En 2003 participó en "Mystic River" (2003) de Clint Eastwood, na que compartió cartelu con Sean Penn, Tim Robbins, Laurence Fishburne y Laura Linney, que foi candidata a seis Óscar, incluyendo Óscar a la meyor película y Óscar al meyor direutor, tamién foi candidata a cinco Globos d'Oru, incluyendo Globu d'Oru a la meyor película dramática, recaldando 156 millones de dólares en tol planeta.
Nel añu 2005 dirixió y produció "Loverboy" (2005) y cuntó con actores como Oliver Platt, Marisa Tomei, Matt Dillon y un pequeñu cameo de Sandra Bullock. La cinta foi un fracasu crítico y comercial. Dempués de participar en producciones menores formó parte de la repartu de películes destacaes como "The Air I Breathe" (2007) con Sarah Michelle Gellar y Forest Whitaker, que se quedó llueñe de lo esperao o "Frost/Nixon" (2008) con Frank Langella, Sam Rockwell o Matt Dillon y que foi nomada a cinco Óscar, incluyendo Óscar a la meyor película. Nel añu 2009 protagonizó'l telefilm "Taking Chance" (2009) pola que ganó'l Globu d'Oru al Meyor actor de miniserie o telefilme y del Premio del Sindicatu d'Actores al meyor actor de miniserie o telefilme, na qu'interpretaba al teniente coronel d'infantería de marina Mike Strobl. Nel 2011 formó parte del elencu de la película , onde interpretó a Sebastian Shaw. La película foi dirixida por Matthew Vaughn. Esi mesmu añu participó na película Crazy, Stupid, Love. Dende l'añu 2012 protagoniza la serie de televisión The Following.
Bacon ta casáu cola actriz Kyra Sedgwick dende'l 4 de setiembre de 1988; conocer nel set de "Lemon Sky".
Bacon y Sedgwick protagonizaron en "Pyrates, Murder in the First, The Woodsman" y "Loverboy". Tienen dos fíos, Travis Bacon Sedgwick (nacíu'l 23 de xunu de 1989 en Los Ánxeles, California) y Sosie Ruth Bacon (nacida'l 15 de marzu de 1992). La familia vive en Upper West Side de Manhattan.
Bacon y Sedgwick apaecieron nel videu de Will.i.am "It's A New Day".
La banda iwrestledabearonce fixo un cantar col so nome nel títulu (tastes like kevin bacon)
En 1995, Bacon formó una banda llamada The Bacon Brothers col so hermanu, Michael. El dúo llanzó seis álbumes.
Dirección:
Lloyd Bacon
Lloyd Francis Bacon (San José, California, 4 d'avientu de 1889 - Burbank, California, 15 de payares de 1955) foi un actor y direutor estauxunidense de teatru, cine y vodevil. Como direutor, fixo películes en casi tolos xéneros ―"western", comedies musicales, películes de gángsters, comedies, drames, crime, etc.― y foi unu d'el direutores de la empresa Warner Bros. nos años 30 qu'ayudaron a dar a esi estudiu la reputación de les sos películes d'acción dures, realistes, de ritmu rápidu, como «arrincaes de los titulares de los periódicos».
Bacon yera fíu del actor Frank Bacon ―quien más tarde sería'l coautor y protagonista del duraderu show de Broadway "Lightnin’" (1918)― y de Jennie Weidman-Bacon. Contrariamente a la creencia popular de la dómina, nun taba rellacionáu col actor Irving Bacon, anque sí lo dirixió en delles de les sos películes. Bacon asistió a la Universidá de Santa Clara.
Bacon empecipiar nel cine como actor con Charlie Chaplin y Broncu Billy Anderson. Apaeció en más de 40 películes en total. Como actor ye reconocíu por acompañar a Chaplin en películes como "The tramp" (1915), "The champion" (1915) y "Easy Street" (1917).
Más tarde convirtióse en direutor, y ente 1920 y 1955 dirixió más de 100 películes. Ye conocíu como direutor de clásicos como:
Bacon morrió na ciudá de Burbank (California) el 15 de payares de 1955, a los 65 años d'edá, d'una hemorraxa cerebral. Nel momentu de la so muerte, sobrevivíen-y el so dos exesposas ―Margaret Adele Lowdermilk y Nadine Coughlin―, el so fíu Frank (1937-2009) y la so fía Betsey.
Joseph Badalucco Jr.
Joseph Badalucco Jr. ye un actor d'Estaos Xuníos, hermanu del tamién actor Michael Badalucco. Los sos papeles más notables inclúin a Jimmy Altieri en "The Sopranos" y el detective "Jelly" Grimaldi en "Third Watch". Tamién tuvo un curtiu papel en "Godzilla" y formó parte del equipu de filmación de "The Godfather Part III", trabayando como emplegáu nes locaciones de Nueva York.
Michael Badalucco
Michael Badalucco (n. 20 d'avientu de 1954) ye un actor de cine, teatru y televisión d'Estaos Xuníos d'ascendencia siciliana. El so rol más destacáu ye como l'abogáu Jimmy Berluti na serie "The Practice", col que se llevó'l premiu Emmy como meyor actor de repartu. Debutó nel cine en "Toru selvaxe" (1980) de Martin Scorsese, y dende entós tuvo papeles importantes trabayando en repitíes ocasiones so la dirección d'otru direutores como los hermanos Coen, Nora Ephron y Spike Llee.
Badalucco, d'ascendencia italiana, nació en Flatbush, Brooklyn, Nueva York, fíu de Jean, ama de casa, y Giuseppe "Joe" Badalucco, orixinariu de Sicilia, quien trabayaba como carpinteru pa escenarios de películes. De neñu, a pesar de ser cobarde, llograba llamar l'atención de la xente naturalmente, lo que lo ayudar a desenvolver el so talentu. Los sos padres tresmitiéron-y una fuerte llealtá escontra la familia y la relixón. 
Taba en tercer grau cuando'l so padre atopábase trabayando na película "Puntu llende" (1964) de Sidney Lumet, cuando'l guion riquió la presencia d'un mozu nuevu, el so padre nun duldar n'ufiertar al so fíu pal papel. Badalucco debutó na película como'l fíu d'un xeneral rusu, y anque el so personaxe nun tenía diálogu, marcó l'entamu de la so carrera como actor. Badalucco foi lleváu al set pol so padre, onde foi fotografiáu, y esa semeya foi utilizada pa la película.
Asistió a la Xavierian High School en Bay Ridge, Brooklyn, y graduóse en 1972. Mientres la so dómina na secundaria actuó n'obres y sketches del institutu. Recibió una llicenciatura en teatru na Universidá del Estaos de Nueva York (SUNY) en New Paltz, onde conoció y actuó xuntu a John Turturro. Mientres cursaba en SUNY New Paltz, Badalucco actuó en más de 20 obres teatrales del repertoriu de la compañía, destacar en "A View from the Bridge" (de Arthur Miller), al pie de Turturro. En Nueva York participó en producciones de teatru como "Waiting for the Dough", "The Tooth of Crime", "Of Mice and Men", "Steel on Steel" y "Amor de don Perlimplín con Belisa nel so xardín".
Más tarde xunióse a l'asociación del so padre, Local 52, pa trabayar como utilero. En 1978 foi acreditáu per primer vegada como asistente d'escenografía na obra "Slow Dancie on the Killing Ground" de John G. Avildsen. En 1979, trabayó como utilero na película "Manhattan" de Woody Allen.
Mientres trabayaba como utilero, Badalucco actuó al pie de John Turturro na obra off-Broadway "The Tooth of Crime" (de Sam Shepard). Foi'l so papel nesa obra lo qu'atraxo l'atención del actor Robert De Niro. Dempués de ser afayaos por De Niro, Badalucco y Turturro fueron llamaos pa audicionar pa la película "Toru selvaxe" (1980) de Martin Scorsese, quien-y dio'l so primer papel importante.
Badalucco casóse con Brenda Heyob en 1996. Vivien en Nueva York. El so hermanu ye'l tamién actor Joseph Badalucco Jr. (notable pol so papel en "The Sopranos" como Jimmy Altieri).
Dempués del so debú profesional en "Toru selvaxe" (1980), Badalucco recibió nueves ufiertes de trabayu. Cuatro años dempués estrenóse "Broadway Danny Rose" de Woody Allen, onde Badalucco tuvo un pequeñu papel. En 1985, tuvo otru curtiu papel interpretando a un brooklynense en "Desperately Seeking Susan", onde tamién trabayó John Turturro. 
A principios de la década de 1990, la carrera de Badalucco afitóse, trabayando en películes rellacionaes cola mafia y la cultura ítaloamericana. Primero interpretó a Sal en "Men of Respect" (1990), avera del asesín a sueltu Mike Battaglia (Turturro). El mesmu añu tuvo un pequeñu papel como'l chofer de Caspar (Jon Polito) en "Miller's Crossing", escrita y empobinada polos hermanos Coen. Un añu dempués, participó de "Jungle Fever" (del realizador Spike Llee), un filme alrodiu de la relación ente afroamericanos y ítaloamericanos en Nueva York. Amás, tuvo al cargu de la compra de utilería pa la tercer parte de "El Padrín" de Francis Ford Coppola.
En 1992 trabayó nel debú como direutor del so amigu John Turturro: "Mac". Interpretó a Vico Vitelli, l'hermanu medianu d'una familia ítalo-estaunidense d'obreros. El papel de Badalucco ye recordáu pol so humorísticu monólogu alrodiu de la importancia del carisma p'atraer a les muyeres.
En 1994 la so cara pudo vese na película "Léon" del direutor francés Luc Besson. Ambientada na Little Italy de Manhattan, Badalucco interpreta al responsable d'una familia disfuncional, a quien lu paguen por guardar cocaína y de cutiu maltrata a la so fía de doce años, Mathilda (Natalie Portman). La película foi un ésitu tantu a nivel comercial como críticu. Amás esi mesmu añu formó parte de la repartu de la película independiente "The Search for One-eye Jimmy", comedia que sería estrenada recién en 1996, onde interpreta al virxe más vieyu del vecinderu.
Interpretó a un policía en "Clockers" (1995) de Spike Lee y al Teniente Bonomo en "One Fine Day" (1996). Na segunda trabayó xuntu a Michelle Pfeiffer, quien impresionada pola so actuación, encamentar al so home l'escritor y direutor David Y. Kelley. Kelley y Badalucco trabayaríen xuntos na serie "The Practice" (1997-2004) y nun episodiu de "Ally McBeal" (1999). Nesa mesma dómina, trabayó en "Basquiat" de Julian Schnabel, un drama biográficu que cuntó ente la so repartida con estrelles como Benicio Del Toru, Gary Oldman, Christopher Walken y Willem Dafoe ente otros.
Dempués del encamientu de Pfeiffer, Badalucco consiguió'l papel de Jimmy Berluti na serie dramática "The Practice". El so personaxe, un ítaloamericano católicu de clase trabayadora nes sos origenes, de cutiu llucha cola so conciencia y tien un historial de problemes col xuegu. Introducíu como un rudimentariu abogáu d'ética cuestionable y poca esperiencia nos tribunales, el personaxe pasa a ser unu de los más engañadores de la serie. El so papel na serie (que trescurrió dende 1997 hasta 2004) ye unu de los más notables de la so carrera, que amás valió-y el premiu Emmy en 1999 como meyor actor de repartu nuna serie dramática. Nel añu 2001, apaeció interpretando'l mesmu papel nun capítulu del spin-off de la serie, "Boston Public".
Dalgunos de los sos posteriores trabayos nel cine fueron "Love Walked In" (1997) del arxentín Juan José Campanella, "Lesser Prophets" (1997) con John Turturro y "You've Got Mail", protagonizada por Tom Hanks. Volvió trabayar con Spike Llee pa interpretar al conocíu "fíu de Sam", l'asesín en serie David Berkowitz en "Summer of Sam" (1999).
Diez años dempués de la so primer película colos hermanos Coen, Joel y Ethan ufiertáron-y el papel del lladrón de bancos George "Baby Face" Nelson na comedia de dómina "O Brother, Where Art Thou?" (2000), protagonizada por George Clooney, John Turturro y Tim Blake Nelson. Al añu siguiente remaneció colos Coen interpretando al barberu Frank Raffo nel drama neo-noir "The Man Who Wasn't There" (2001). Tres estos dos notables papeles al pie de los Coen, Badalucco siguiría con roles en cintes independientes como "13 Moons" (2002), xuntu a Steve Buscemi, y "2BPerfectlyHonest" (2004), nuevamente al pie de John Turturro.
A mediaos de la década de 2000, en rematando'l so trabayu na serie "The Practice", Badalucco volvería a entamar el so trabayu en televisión, participando como convidáu en series como "Justice" (2006), "Bones" (2008), "" (2008), "Monk" (2008), "Cold Case" (2010) y "Boardwalk Empire" (2010). En 2010 pasó a formar parte de la telenovela "The Young and the Restless", Badalucco interpreta a un honorable pero peligrosu corredor d'apuestes llamáu Hogan. "Ye un estupendu personaxe, el tipu de persona que llora nuna boda pero a otru día podría rompe-y les piernes al noviu por non pagar un apueste", comentó Badalucco sobre'l so papel.
Diedrich Bader
Karl Diedrich Bader (Alexandria (Virginia), 24 d'avientu de 1966) ye un actor y comediante d'Estaos Xuníos. Ye conocíu por haber interpretáu a Oswald en "The Drew Carey Show".
Bader nació en Alexandria (Virginia), fíu de Gretta, una escultora, y William Bader, un executivu. A los dos años, la so familia camudar a París (Francia). Sicasí, Bader tornó a los Estaos Xuníos p'asistir a la "Groveton High School" (Escuela Secundaria Groveton), pero graduóse na "T. C. Williams High School" (Escuela Secundaria T. C. Williams). Darréu estudiaría na "North Carolina School of the Arts" (Escuela d'Artes de Carolina del Norte). Bader ta casáu cola actriz Dulcy Rogers, con quien tien un fíu.
Bader tuvo dellos papeles como actor invitáu en series televisives como "The Fresh Prince of Bel-Air", "", "Quantum Leap" y "Cheers" enantes de llograr un papel principal en 1993 na serie "Danger Theatre". Bader realizó'l so debú cinematográficu na película de 1993 "The Beverly Hillbillies". Sicasí, tornó a la televisión interpretando a Oswald en "The Drew Carey Show" a partir de 1995. Dende 2009 interpreta a Andrew Hacker na serie "Bones".
Bader tamién ye conocíu polos sos trabayos como actor de voz. Participó n'obres animaes como "Ice Age", "Los Simpson", "Buzz Lightyear of Star Command" y "The Grim Adventures of Billy & Mandy". En 1999, apaeció nel filme "Office Space" como Lawrence y en 2004 participó en "Napoleon Dynamite" como Rex. Tamién tuvo un papel menor nel filme de 2004 "Eurotrip". En 2007, actuó nun episodiu de "7th Heaven". Tamién participó nel episodiu "The TiVo Guy" de la serie "Curb Your Enthusiasm".
Bader ye la voz de Tank Evans na película "Surf's Up". Tamién foi la voz de dellos personaxes de les series animaes de Batman tales como "Batman del futuru", "The Zeta Project", "The Batman" y "".
Penn Badgley
Penn Badgley (1 de payares de 1986, Baltimore) ye un músicu y actor d'Estaos Xuníos, conocíu por interpretar a Dan Humphrey en "Gossip Girl" (The CW).
Actor conocíu pol so papel de Dan Humphrey en "Gossip Girl" y la película "El padrastru".
Caltuvo una relación con Eve Bella Mazza y cola so compañera Blake Lively. Tres 3 años de relación y 2 de convivencia con esta postrera, los sos respectivos representantes confirmaron que la relación llegó al so fin.
Amás, Penn tien una banda llamada MOTHXR na que ye'l cantante líder.
Max Baer, Jr.
Maximilian Adalbert Baer, Jr. (4 d'avientu de 1937) ye un actor, escritor, direutor y productor estaunidense. Baer ye más conocíu por interpretar a "Jethro Bodine" na serie "The Beverly Hillbillies" y en xineru de 2015, tres la muerte de Donna Douglas, Baer convertir nel últimu miembru sobreviviente del elencu del programa.
Maximilian Adalbert Baer nació en Oakland, California el 4 d'avientu de 1937. El fíu del campeón de boxéu Max Baer y de Mary Ellen Sullivan. El so padre yera d'ascendencia xudía y escoces-irlandés. Los sos hermanos son James Manny Baer (1941-2009) y Maude Baer (1943-). El so tíu yera'l boxeador y actor Buddy Baer. 
Asistió al Christian Brothers High School en Sacramentu. 
Baer llogró una llicenciatura n'alministración d'empreses na Santa Clara University, con una especialización en filosofía. 
El primer papel de Baer foi en "Goldilocks and the Three Bears" nel Blackpool Pavilion en Inglaterra, 1949. Él empezó a actuar profesionalmente en 1960 en Warner Bros, onde fixo apaiciones en programes como "Maverick", "Surfside 6", "Hawaiian Eye", "Cheyenne", "The Roaring 20s", y "77 Sunset Strip". La so carrera desapegó dos años más tarde, cuando se xunió al elencu de "The Beverly Hillbillies", xuntu a Buddy Ebsen, Irene Ryan, Donna Douglas, Raymond Bailey, Nancy Kulp, Louis Nye, Harriet Y. MacGibbon, ente otros.
King Baggot
William King Baggot (7 de payares de 1879 – 11 de xunetu de 1948) foi un actor, direutor y guionista cinematográficu de nacionalidá estaunidense. Estrella del cine mudu de fama internacional, Baggot foi conocíu como "King of the Movies", "The Most Photographed Man in the World" y "The Man Whose Face Is As Familiar As The Man In The Moon."
A lo llargo de la so carrera actuó en siquier 269 películes ente 1909 y 1947, escribió 18 guiones y dirixió 45 filmes dende 1912 a 1928, destacando d'ente ellos "The Lie" (1912), "Raffles" (1925) y "The House of Scandal" (1928). 
Nacíu en San Luis, Misuri, los sos padres yeren William Baggot (1845–1909), un inmigrante irlandés, y Harriet M. "Hattie" King (1859–1933), y los sos hermanos Amos Taylor Baggot (1881–1954), Thomas Gantt Baggot (1889–1979), John Marmaduke Baggot (1891–1975), Arthur Lee Baggot (1893–?), Marion L. Baggot (1896–1973), y Harriet D. Baggot (1899–1930).
Baggot estudió na Christian Brothers College High School, sobresaliendo na práctica deportiva, siendo una estrella del fútbol, amás de xugador de béisbol. En 1894 King dexó San Luis y foi a Chicago, trabayando como emplegáu nel comerciu del so tíu, Edward Baggot (1839–1903).
En 1899 volvió a San Luis, xugando como semiprofesional nel equipu de fútbol de San Luis. Amás, empezó a actuar nun grupu teatral d'aficionaos venceyaos cola ilesia católica. Aficionáu a l'actuación, llueu ayudó a la formación d'otru grupu teatral d'aficionaos, el Players Club de San Luis. Al empar, vendía entraes pal equipu de béisbol Saint Louis Cardinals y trabayaba nel negociu inmobiliariu del so padre. Sicasí, prevaleció'l so interés pola interpretación, hasta'l puntu que decidió dedicase a ella de manera profesional.
Baggot empezó la so carrera teatral trabayando nuna compañía itinerante con repertoriu de Shakespeare, representando obres a lo llargo d'Estaos Xuníos. Tres el so primer compromisu, actuó pa Liebler and Company. Amás, tamién fixo xires pa los hermanos Frohman y pa la Shubert Organization, actuando cinco selmanes en Nueva York na obra "The Queen of the Highway". Otres pieces nes qu'intervieno fueron "Mrs. Wiggs of the Cabbage Patch", "Salomy Jane" y "In the Bishop's Carriage".
Como actor de teatru de repertoriu en San Luis, nel branu de 1909 Baggot trabayó con Marguerite Clark en "Peter Pan and Wendy" y "The Golden Garter", y nes últimes selmanes de la temporada fixo pequeños papeles en "Frou Frou" y "Jenny". De cara a la siguiente temporada foi escoyíu como actor de repartu p'actuar al pie de Marguerite Clark nuna producción itinerante que la compañía Schubert fixo de la obra "The Wishing Ring". 
Cuando "The Wishing Ring" cerró en Chicago, Baggot volvió a Nueva York pa formar parte d'otra compañía. Tres un alcuentru casual con Harry Solter, que dirixía filmes pa Carl Laemmle en Independent Moving Pictures, foi convencíu pa dir al estudiu cinematográficu col direutor. Baggot empezó a interesase na incipiente industria, decidiendo probar a trabayar na mesma. 
La primer película de Baggot foi'l curtiu románticu "The Awakening of Bess" (1909), nel qu'actuaba Florence Lawrence. Dirixir Harry Solter, l'home de l'actriz, con producción de Independent Moving Pictures. Nuna dómina na cual los actores trabayaben de manera anónima, Baggot y Lawrence convertir nes primeres estrelles del cine n'apaecer nos creitos, nes marquesines y na promoción y publicidá de les películes.
Baggot trabayó en siquier 42 películes acompañáu de Lawrence ente 1909 y 1911. En 1911 actuó en 16 filmes al pie de Mary Pickford, que foi contratada pa reemplazar a Lawrence en rompiendo ella y Solter los sos contratos. Unu de los filmes con Pickford foi'l drama "Sweet Memories", dirixíu por Thomas H. Ince. Nesa dómina Baggot tamién empezó a escribir guiones y a dirixir, al empar que se convertía nuna estrella internacional. 
El 3 d'avientu de 1912 casóse con Ruth Considine (28 d'agostu de 1889–22 d'avientu de 1936) en Fort Lee (Nueva Xerséi). Tuvieron un fíu, Robert King Baggot (1914–1965), que foi camarógrafu y que finó en Hawaii, trabayando nuna película.
Baggot foi'l personaxe del títulu en "Ivanhoe" (1913), un llargumetraxe d'aventures filmado en Inglaterra y nel Castillo Chepstow, en Gales. Tamién foi Jean Dumas nel drama "Absinthe" (1914), rodáu en París. En 1914 trabayó en "Shadows", filme nel cual encarnaba a diez personaje distintos.
Otros de los sos papeles fueron el de Harrison Grant nel filme d'espíes estremáu en 20 episodios "The Eagle's Eye" (1918), una adaptación de les esperiencies del antiguu direutor del FBI William J. Flynn producida por Leopold Wharton y Theodore Wharton na qu'actuaba Marguerite Snow, y el de Sheldon Steele (The Hawk) nel drama criminal "The Hawk's Trail" (1919), protagonizáu xuntu a Grace Darmond.
Como direutor, dio a Marie Prevost el so primer papel protagonist na comedia romántica "Kissed" (1922). Baggot tamién dirixió a Mary Philbin y William Haines en "The Gaiety Girl" (1924).
Formó una compañía productora propia, King Baggot Productions, produciendo y dirixiendo "The Home Maker" (1925), un drama interpretáu por Clive Brook y Alice Joyce, estrenáu por Universal Studios. Esi mesmu añu Baggot dirixió a William S. Hart nel so western de mayor fama, "Tumbleweeds", un drama sobre la Oklahoma Land Rush de 1893.
Baggot y la so esposa, que se dixebraren en 1926, divorciáronse en 1930. 
El alcoholismu y los sos problemes con dellos executivos de los estudios finalmente fixeron qu'acabara la carrera como direutor de Baggot. A partir d'entós dedicóse a interpretar papeles como actor de calter, papeles menores y, inclusive, aceptó trabayos como extra, interviniendo en numberosos filmes a lo llargo de los años 1930 y 1940, ente ellos "Mississippi" (1935).
Baggot fixo un papel ensin creitos en "The Bad Sister" (1931), con Conrad Nagel, Sidney Fox y Bette Davis, ésta nel so primer papel nel cine. Foi Henry Field, un direutor de cine, nel drama "Police Court" (1932), con Henry B. Walthall. En 1933, Baggot, Florence Lawrence, Paul Panzer y otra antigua estrella del cine mudu, Francis Ford, llograron pequeños papeles na última película de Mary Pickford, "Secrets".
Mientres vivía nel Hotel Aberdeen de Venice (Los Angeles), Baggot fixo la so última actuación cinematográfica con un papel ensin acreditar na comedia "My Brother Talks to Horses" (1947), protagonizada por Jackie 'Butch' Jenkins y Peter Lawford. A partir d'entós, viose forzáu al retiru por motivos de salú.
King Baggot finó en 1948, a los 68 años d'edá, nun sanatoriu de Los Angeles, California, por causa de un ictus. Foi soterráu nel Campusantu, en Los Angeles. Concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood pol so trabayu nel cine, nel 6312 de Hollywood Boulevard.
= Filmografía completa =
Ross Bagley
Ross Elliot Bagley (n. 5 d'avientu de 1988) ye un actor estaunidense que se fixo popular como un actor infantil a mediaos de la década de 1990, ye más conocíu pol so rol en The Fresh Prince of Bel-Air como . Bagley tamién apaeció cola estrella Will Smith en 1996 na película Independence Day y apaeció como Our Gang chicu Buckwheat Thomas en 1994 na película The Little Rascals (Una peada de pillos). En 1995, apurrió la voz d'unu de los cachorros sheepdog na esitosa película de Babe.
Anguaño garrasti a Cal State Northridge.
Bill Bailey (actor estaunidense)
Bill Bailey (Carolina del Norte, c. 1938) ye un actor y escritor d'Estaos Xuníos que fixo principalmente papeles secundarios en cine y televisión nos años setenta, ochenta y noventa.
Apaeció en "" (1978), "Superman II" (1980) y "Haunted Honeymoon" (1986) como tamién en programes de BBC como "Yes, Prime Minister" (1987), "Jeeves and Wooster" (1992), y "Agatha Christie's Poirot" (1993).
Dellos sitios web en Internet atribuyeron por erru'l so trabayu al comediante y músicu británicu Bill (Mark) Bailey (1964-).
Eion Bailey
Eion Francis Hamilton Bailey ye un actor estauxunidense nacíu'l 8 de xunu de 1976 en Santa Ynez, California. Ye meyor conocíu por haber interpretáu al soldáu David Kenyon Webster na miniserie de HBO, "Band of Brothers" y a Pinocho/August Wayne Booth na serie de televisión de la ABC, "Once Upon a Time".
Eion Bailey creció nel Valle de Santa Ynez de California. El so padre yera dueñu d'un pequeñu serviciu de llinia aérea que llevaba persones en tol estáu. Eion acompañaba al so padre mientres los vuelos con quien tomaba llecciones de vuelu dempués de dexar a los pasaxeros.
Mientres los sos años de secundaria, Bailey xunir al equipu de fútbol y más tarde al departamentu de drama, onde actuó en caúna de les obres escolares. Eion asistió de volao a la Universidá de California en Santa Bárbara pero abandonó pa ingresar a la American Academy of Dramatic Arts.
Participó en obres de teatru tales como "Equus", "Spoon River Anthology", "Look Homeward, Angel" y "Cena a los ocho". Apaeció en películes como "Fight Club", "Casi famosos", onde interpretó a Jann Wenner; "Center Stage", "Mindhunters", ente otres; según na película independiente "Sexual Life" del direutor Ken Kwapis.
Los sos creitos en televisión inclúin participaciones como convidáu en "Buffy, la cazavampiros", "Dawson's Creek", "Ensin rastru", "" y "Cold Case", "Numb3rs", y "". En 2001 participó na miniserie "Band of Brothers", onde interpretó a David Kenyon Webster. Pa 2006, Eion participó na miniserie de TNT, "Nightmares and Dreamscapes: From the Stories of Stephen King". Tamién apaeció de forma recurrente en series como "ER" dando vida a Jake Scanlon, "Covert Affairs" como Ben Mercer y en "Once Upon a Time" como Pinocho/August Booth, onde foi xubíu a miembru del elencu principal a partir del episodiu 14 de la primer temporada. Pa la segunda temporada, foi acreditáu como convidáu. En 2013 apaeció nun episodiu de "", como Frank Patterson, un veteranu que carez trestornu por estrés postraumático que se convierte en testigu clave nun casu de abusu sexual nun club nocherniegu.
Jack Bailey (actor)
Jack Bailey (15 de setiembre de 1907 – 1 de febreru de 1980) foi un actor y presentador de concursos de nacionalidá estaunidense. 
Nacíu en Hampton, Iowa, nos sos entamos foi músicu de vodevil y voceru de la Esposición Universal. Sicasí, Bailey ye recordáu principalmente por ser el presentador de "Queen for a Day", un concursu que s'emitió en primer llugar pela radio en 1945, treslladándose dempués al mediu televisivu, emitiéndose nun principiu na área de Los Angeles ente 1948 y 1955, darréu pola NBC dende'l 3 de xineru de 1956 al 2 de setiembre de 1960 y, finalmente, pola ABC ente'l 5 de setiembre de 1960 y el 2 d'ochobre de 1964. 
Bailey tamién foi presentador del concursu televisivu "Truth or Consequences" dende 1954 a 1956. Sustituyía nel programa a Ralph Edwards, que fuera'l so presentador na radio ente 1940 y 1957 y na televisión ente 1950 y 1954. Tres Bailey presentaron "Truth or Consequences" Bob Barker (1956-1975), Bob Hilton (1975-1978), y Larry Anderson (1987-1988). Esti programa foi emitíu pola CBS y la NBC, y darréu tamién por redifusión. 
Amás de lo anterior, Bailey actuó n'episodios de distintes series televisives, ente les cualos figuren "Mister Ed", "Green Acres", "El mio bella xeniu", "Gunsmoke", y "Ironside". Amás foi narrador pa la organización Walt Disney. 
Tamién tuvo un pequeñu papel na película de Frank Capra "Qué bellu ye vivir", y viaxó pel país participando na representación de diversos musicales, ente ellos "Hello Dolly", "The Sound of Music", y "The Music Man". 
Escontra 1948 Bailey entró en Alcohólicos Anónimos, sofitando públicamente a la organización a lo llargo de más de treinta años.
Jack Bailey finó en 1980 en Santo Mónica (California) por causa d'una neumonía. 
A Jack Bailey concediéronse-y dos estrelles nel Paséu de la Fama de Hollywood, una pol so trabayu radiofónicu nel 1708 de Vini Street, y otra pola so actividá televisiva nel 6411 de Hollywood Boulevard.
Raymond Bailey
Raymond Thomas Bailey (6 de mayu de 1904 – 15 d'abril de 1980) foi un actor teatral, cinematográficu y televisivu estaunidense, conocíu principalmente pola so interpretación de Milburn Drysdale na serie televisiva "The Beverly Hillbillies".
Nacíu en San Francisco (California), los sos padres yeren William Bailey y Alice O'Brien. Siendo un adolescente dir a Hollywood col enfotu de convertise nuna estrella del cine. Sicasí, nun principiu tuvo de conformase con faer diversos trabayos como'l de xornaleru d'un estudiu cinematográficu nos díes del cine mudu, anque foi despidíu por colar se ensin permisu nuna escena d'ensames que se taba rodando. Amás d'esi trabayu, tamién s'ocupó como corredor de bolsa.
Al nun consiguir nengún papel nel cine, Bailey decidió dir a Nueva York, onde nun consiguió meyores resultaos intentando actuar nel teatru. Finalmente consiguió formar parte de la tripulación d'un cargueru con ruta a distintos partes del mundu, ente elles China, Xapón, Filipines y el Mar Mediterraneu. Mientres taben atracaos en Hawaii, trabayó nun plantíu de piñes, actuó na comunidá teatral local y cantó nun programa radiofónicu.
En 1938 decidió volver a Hollywood. Nesta ocasión la so suerte camudó y consiguió pequeños papeles nel cine pero, n'entrando los Estaos Xuníos na Segunda Guerra Mundial, volvió salear cola Marina Mercante. Al rematar la guerra tornó de nuevu a Hollywood, onde finalmente empezó a consiguir papeles de cierta importancia como actor de calter.
Nos primeros años cincuenta, empezó a ser escoyíu pa interpretar múltiples papeles en distintos programes televisivos. Ente les sos numberoses actuaciones inclúyense episodios de "Alfred Hitchcock Presents", "Tales of Tomorrow" (episodiu "Ice from Space"), "Frontier", "Crusader", "My Friend Flicka" (episodiu "When Bugles Blow"), "Gunsmoke", "Tightrope", "State Trooper", "Coronáu 9", dos actuaciones en "The George Burns and Gracie Allen Show", "Playhouse 90", "The Rifleman", "The Jack Benny Program", "Perry Mason", "77 Sunset Strip", "Dimensión Desconocida", "Bonanza", "The Man and the Challenge", "Los Intocables", "Have Gun-Will Travel", "The Tab Hunter Show", y dos intervenciones en "Mister Ed". Na temporada 1960-1961 tuvo un papel regular en "My Sister Eileen" y foi artista convidáu de la sitcom de Pat O'Brien pa la ABC "Harrigan and Son".
Bailey actuó en cuatro obres teatrales del circuitu de Broadway: foi Howard Haines en "Last Stop" (1944), interpretó a un desconocíu en "The Bat" (1953), foi A.J. Alexander en "Sing Till Tomorrow" (1953), y el Capitán Randolph Southard en "The Caine Mutiny Court-Martial" (1954–1955), pieza protagonizada por Henry Fonda.
Ente los sos papeles pal cine inclúyense los siguientes: miembru del conseyu en "Sabrina" (1954), película de Humphrey Bogart, Audrey Hepburn y William Holden; Mr. Benson nel drama "Picnic" (1955), de William Holden y Kim Novak; un doctor nel filme de Alfred Hitchcock "Vertigo" (1958), protagonizáu por James Stewart y Kim Novak; Coronel na comedia "Nun Time for Sergeants" (1958), de Andy Griffith; guardián de la Prisión Estatal de San Quentin nel drama "¡Quiero vivir!" (1958), con Susan Hayward; Brancato en "Al Capone" (1959), con Rod Steiger; y Xeneral de División Alexander Vandegrift nel drama bélicu "The Gallant Hours" (1960). Amás, foi un propietariu de plantíu en "Band of Angels" (1957), película protagonizada por Clark Gable, Sidney Poitier y Yvonne De Carlo.
Dos años enantes de ser escoyíu pa encarnar a Milburn Drysdale, un cobiciosu presidente de bancu, na sitcom "The Beverly Hillbillies", Bailey actuó pa la producción de la CBS "My Sister Eileen", na que trabayó xuntu a Shirley Bonne, Elaine Stritch, Jack Weston, Rose Marie, y Stubby Kaye. El so personaxe yera D.X. Beaumont, el xefe de Ruth Sherwood.
En "The Beverly Hillbillies", protagonizada por Buddy Ebsen, Bailey trabayaba xuntu a Nancy Kulp, qu'interpretaba a la so secretaria. En rematando'l show en 1971, Bailey actuó en dellos papeles pocu notables pal cine. Nesa dómina empezaría a manifestar síntomes de enfermedá d'Alzheimer, que afectó de manera vultable a la so actuación nos últimos episodios de "The Beverly Hillbillies", y por causa de la cual viose incapacitado pa trabayar a partir de 1975. 
Tres el so retiru, vivió recluyíu na so casa en Llaguna Niguel (California), al pie de la so esposa, Gaby Aida George (1914 – 1985).
Raymond Bailey finó en 1980 por causa de un infartu agudu de miocardiu, en Irvine (California). Tenía 75 años d'edá. Los sos restos fueron encenraos, y les cenices espardíes nel mar.
Robert Bailey, Jr.
Robert Bailey, Jr. ye un actor d'Estaos Xuníos (nacíu en 1990), que ye conocíu pol so papel como la voz de Wybie na película de 2009, "Coraline".
Robert Bailey nació en 1990. Bailey ye nativu de Minneapolis, Minnesota. Foi afayáu a los trés años d'edá pola revista "Family Circle".
Kirk Baily
Kirk Baily (n. Nueva York, 9 de setiembre de 1952) ye un actor y actor de voz y doblaxe d'Estaos Xuníos.
Nacíu en Nueva York en 1952, Baily nun se dedicó a l'actuación sinón hasta l'añu 1988, cuando rondaba los 36 años. En 1991 llogró'l so primer rol importante al interpretar al ayudante de campu Kevin "Ug" Llee, na serie de Nickelodeon "Salute your shorts" (n'español, "Saluda a los tos pantalones").
Depués de la finalización d'esi programa, Kirk Baily apaeció dacuando como actor invitáu en diversos programes televisivos y películes. Na década de los '90 empieza la so carrera como actor de voz. Baily foi tamién actor de doblaxe al inglés de delles películes xaponeses d'animé. Más apocayá, dio la so voz a películes infantiles como "Over the Hedge" y "Open Season". Tamién apaeció nes películes "Houseguest" y "The Sixth Man".
En febreru de 2007, Baily dio-y voz al personaxe Ted Murphy na serie "Afterworld".
Johnnie Baima
Johnnie Baima , más conocíu como The Goddess Bunny (n'inglés La Diosa Coneyín), ye un actor de películes independientes bien popular na cultura underground. D'igual manera contribuyó a la so propia fundación llamada «Morsis» qu'ayuda a neños en tol mundu a sobrollevar el Polio.
Famosu por padecer polio y por un videu reeditáu, abondo espublizáu por Internet (que'l so nome ye ""Obedez a la morsa"" creáu por "OBEYDAWALRUS", l'usuariu de Youtube que lu xubió a la rede), qu'en realidá trátase d'un segmentu de "The Goddess Bunny" (1998), película independiente que se centra na so vida.
Johnnie Baima, sufrió abusu sexual pol so padre, cuando yera neñu. Yá entráu na edá adulta, decidió volvese drag queen y camudar el so nome a «The Goddess Bunny», col que ganó popularidá na subcultura hermafrodita y tresxéneru de Hollywood.
En careciendo de polio, recibió una terapia desdexosa ya irresponsable per parte de los médicos, que-y enllantaron una barra d'aceru que toma dende la zona cimera a la inferior de la so columna vertebral col fin de reforzala, lo cual afectó a la so postura y detuvo la so crecedera. Inda nun se-y retiró del so llombu.
Darréu, nel añu 1986, trabayó como modelu del fotógrafu Joel-Peter Witkin realizando un desnudu artísticu pa la obra fotográfica "Leda", llevada a cabu en Los Angeles, y que foi presentada nes principales esposiciones mundiales. 
Darréu al rodaxe de "The Goddess Bunny", tuvo venceyáu a un exconvictu acabante salir de prisión, denomáu "Rocky". Habitó por un tiempu nuna casa remolque con él y la so suegra, que yera una creyente cristiana. Sicasí, tuvo que terminar la so rellación por cuenta d'abusu domésticu que-y facía la so pareya sentimental.
Diora Baird
Diora Baird (Miami Florida, 6 d'abril de 1983) ye una actriz estaunidense qu'empezó como modelu pa "Guess?". Empezó como actriz cuando'l so madre apuntar a clases d'interpretación por que venciera la so cobardura. Antes de trunfar tuvo diversos trabayos, como camarera, repartidora, payasu, etc.
Diora foi chica de portada de la revista Playboy d'agostu de 2004 n'EU. Dempués, empezó a apaecer en más revistes de corte masculín como FHM y a interpretar pequeños papeles en diverses series y películes.
Betsy Baker
Betsy Baker (8 de mayu de 1955, Iowa, USA) ye una actriz d'Estaos Xuníos.
Baker entamó la so carrera en 1981 nel telefilm "Word of Honor", mesmu añu nel qu'interpretó a Linda nel filme de terror "The Evil Dead" xunto a Bruce Campbell, Ellen Sandweiss, Richard DeManincor y Theresa Tilly, so la direición de Sam Raimi. Tres una llarga ausencia nel mundu de la televisión, Baker tornó col rol debú de Lawna na película "The cat´s meow" en 2005.
Bobbi Baker
Bobbi Baker (nacida en 1981, en Raleigh, Carolina del Norte) ye una actriz d'Estaos Xuníos que ye conocida pol so papel como Kiki na comedia "House of Payne". Apocayá tuvo un papel na película "Madea Goes to Jail".
Baker graduóse na escuela Athens Drive en 1998.
Baker asistió a la Escuela de Oxford de Drama en 2000. Graduóse na Universidá Western Carolina en 2001 con una llicenciatura en teatru. Depués, estudió cuatro años en Juilliard, graduándose na primavera de 2007.
Casóse con Nate James n'agostu de 2007. James yera delantera y capitán d'un equipu de la Universidá Duke. Agora ye entrenadora asistente na escuela.
Dempués de graduase de Juilliard, actuó como Claudia en "The Bluest Eye". Baker ganó una crítica sólida pol so papel en "The Bluest Eye", con "The New York Times" diciendo:
A finales de 2007, presentó una cinta d'audición a Tyler Perry y foi escoyida como Kiki en "House of Payne".
Baker interpreta al personaxe recurrente de Kiki, una emplegada de peluquería, na tercer temporada del programa. El personaxe, foi un retu pa Baker." Kiki ye una pistola... La xente nun me ve difícil. Decidí afondar y atopar esti personaxe. Cuando empezamos a grabar, ella empezó a surdir," dixo Baker.
De magar, Baker foi preguntada pa xunise a "House of Payne" pa temporaes adicionales.
El so trabayu llevó a Perry a escoyela como asistente fiscal de distritu nel so pelúcla "Madea Goes to Jail".
Carroll Baker
Carroll Baker (Karolina Piekarski: n. Johnstown, de Pennsylvania, 28 de mayu de 1931) ye una actriz rusu-polaca-americana nacida nel senu d'una familia de comerciantes. 
Carroll Baker destacó na década de los cincuenta, aportando a nomada al Premiu Óscar, pero la so carrera entró bien llueu en decadencia. 
Aportó a considerada un símbolu sexual, pero, darréu, solo participó en papeles secundarios, en dellos filmes europeos y en Méxicu. Mide 1,65 metros.
Ente les sos películes más importantes hai que citar estes: "Xigante" (con James Dean, Rock Hudson y Elizabeth Taylor), "Baby Doll" (con Karl Malden, dirixíos por Elia Kazan), "La conquista del Oeste" y "Harlow, la roxa platino" (1965), película biográfica sobre l'actriz de los años 30 Jean Harlow. Por "Baby Doll" foi nomada al Óscar.
Estudió danza y xunióse a un grupu de baille a principios de los 50. Tamién trabayó como acompañante d'un magu enantes de dar el saltu al cine cola película de Charles Walters "Easy to Love" (1953).
Un añu dempués del estrenu del citáu filme, Carroll treslladóse a Nueva York pa matriculase nel famosu Actors Studio. Ellí conoció al direutor y guionista Jack Garfein, con quien contraxo matrimoniu en 1955. 
Dempués de trabayar de volao nel teatru de Broadway consiguió apaecer en dos títulos d'impactu, "Xigante", de 1956, película de George Stevens, na qu'interpretó a la fía de Elizabeth Taylor y Rock Hudson, y, sobremanera, "Baby Doll" 1956, de Elia Kazan. Gracies a esta película coprotagonizada por Karl Malden, convertir n'estrella y foi nomada al Óscar. 
La prometedora carrera de Carroll Baker enllancar col intre de los años en películes y papeles d'escasa calidá. 
Ente los sos títulos más destacaos dempués de "[Baby Doll]]" atópense "Horizontes de grandor" (1958), de William Wyler; "Nun soi pa ti" (1959), de Walter Lang; la superproducción "La conquista del Oeste" (1962); "El gran combate", de 1964, filme de John Ford nel que Carroll interpretó a una maestra cuáquera, o "Harlow, la roxa platino" (1965), un filme biográficu sobre Jean Harlow empobináu por Gordon Douglas. 
En 1969 divorcióse de Jack Garfein, con quien tuvo a los sos fíos Blanche y Herschel, y nos años 70 y 80 actuó principalmente en películes europees (pocu memorables na so mayoría). En 1982 casóse col actor Donald Burton, quien morrió en 2007 na so casa de California.
Diane Baker
Diane Carol Baker (n. 25 de febreru de 1938) ye una actriz estauxunidense, que trabayó en cine y televisión dende 1959.
Baker nació y crióse en Hollywood, California, fía de Dorothy Helen Harrington, qu'apaeció en delles de les primeres películes de los Hermanos Marx y de Clyde L. Baker. Camudóse a Nueva York a los 18 años d'edá pa estudiar actuación con Charles Conrad y ballet con Nina Fonaroff.
Depués de consiguir un contratu cola Twentieth Century Fox, Baker realizó'l so debú cinematográficu cuando resultó escoyida pol direutor George Stevens pa interpretar a Margot Frank na película de 1959 "El diariu d'Ana Frank". El mesmu añu, protagonizó "Viaxe al centru de la Tierra" xunto a James Mason y en "The Best of Everything" con Hope Lange y Joan Crawford. 
Otres películes de Fox nes qu'apaeció Baker inclúin el thriller "Nine Hours to Rama", "Hemingway's Adventures of a Young Man" y "The 300 Spartans". Los sos trabayos en televisión a finales de la década de 1950 y principios de los años 1960s inclúin participaciones en "Follow the Sun", "Bus Stop", "Adventures in Paradise", "The Lloyd Bridges Show", "The Nurses" y "Route 66".
Depués de romper el so contratu con Fox y llueu de protagonizar en 1960 la cuarta versión cinematográfica de la novela de Grace Miller White "Tess of the Storm Country", Baker apaeció en "300 Spartans" (1962) y en "Stolen Hours", una remake de 1963 de "Dark Victory", y, nel mesmu añu, protagonizó xunto a Paul Newman y Elke Sommer el llargumetraxe "El premiu".
En 1964, trabayó xuntu a Joan Crawford en dambos thrillers empobinaos por William Castle basaos n'asesinatos, "Strait-Jacket", y nun pilotu pa televisión tituláu "Royal Bay", que foi promocionáu como "Della". Alfred Hitchcock escoyóla pa la película "Marnie" (1964) personificando a Lil Mainwaring, la cuñada de Mark Rutland (Sean Connery). Co-protagonizó xuntu a Gregory Peck y Walter Matthau "Mirage" (1965), dirixida por Edward Dmytryk, y "Krakatoa, East of Java" (1969) con Maximillian Schell. N'agostu de 1967, Baker tuvo la oportunidá d'interpretar a la pareya de David Janssen nel episodiu final de dos partes de la serie televisiva "The Fugitive", que foi, nesi momentu, el programa más vistu de la hestoria. 
Nes décades posteriores a "Mirage", apaeció en delles ocasiones en televisión y empezó a producir películes, incluyendo'l drama de 1980 "Never, Never Land" y la miniserie de 1985 "A Woman of Substance". Remaneció na pantalla grande con "The Silence of the Lambs" (1991) como la senadora Ruth Martin. Tamién trabayó nes películes "The Joy Luck Club", "The Cable Guy", "The Net" y "A Mighty Wind". Apocayá, apaeció como estrella convidada en "House" en 2005 como Blythe House, la madre del protagonista, volviendo formar parte del elencu nun episodiu de la quinta temporada de la serie, emitíu orixinalmente en 2008; en 2012 volverá apaecer como estrella convidada, mientres un episodiu de la octava temporada.
Dende agostu de 2004, Baker foi la Direutora d'Actuación na Escuela de Cine y Televisión na Universidá Academia d'Arte en San Francisco.
Dylan Baker
Dylan Baker (7 d'ochobre de 1959) ye un actor d'Estaos Xuníos, conocíu por interpretar personaxes secundarios en películes comerciales y independientes.
Baker nació en Syracuse, Nueva York, primero que la so familia camudase a Lynchburg, Virginia, onde nacieron los sos trés hermanos mayores. Empezó la so carrera d'adolescente en producciones teatrales llocales. Asistió a la escuela católica "Holy Cross Rexonal", más tarde asistió a la Darlington School y finalmente graduóse na escuela preparatoria Georgetown, en 1976. Asistió a The College of William and Mary de Virginia y depués graduóse na Universidá Southern Methodist, en 1980. Más tarde recibió un títulu en belles artes de la escuela d'actuación de Yale, onde estudió xuntu a Chris Noth y Patricia Clarkson.
Baker trabayó en teatros de Broadway n'obres como "Eastern Standard", "La Bête", "Mauritius" y "God of Carnage". En 1986 ganó un premiu Obie pola so actuación na obra off-Broadway "Not About Heroes". Al añu siguiente debutó nel cine, na comedia "Planes, Trains and Automobiles" (1987).
El so primer papel habitual en televisión foi na serie "Murder One", de Steven Bochco. De magar, trabayó en series como "" y la sitcom "The Pitts".
En 1998 recibió atención per parte de la crítica pola so interpretación d'un acoradáu pedófilu en "Happiness", de Todd Solondz.Otru de los papeles que-y dieron a conocer pal gran públicu foi'l del Dr. Curt Conners en "Spider-Man 2" y "Spider-Man 3".
En 2010, Baker interpretó a Hollis B. Chenery en Secretariat. Tamién apaeció como estrella convidada nel episodiu 7 de la séptima temporada de House.
Dende 2010 interpreta a Colin Sweeney, un personaxe secundariu de la serie The Good Wife.
En 1990 casóse cola actriz Becky Gelke, conocida profesionalmente como Becky Ann Baker. Tienen una fía, Willa, y viven en Nueva York.
Eddie Baker (actor)
Eddie Baker (17 de payares de 1897 – 4 de febreru de 1968) foi un actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense. 
Nacíu en Davis, Virginia Occidental,el so nome completu yera Edwin King Baker. Participó en 177 filmes ente 1917 y 1965.
Finó en Hollywood, California, en 1968, por causa d'un enfisema.
Greg Baker
Gregory Baker (Saint Paul, Minnesota; 16 d'abril de 1968) ye un actor de televisión y músicu estauxunidense. Ye conocíu pol so papel recurrente como "Elliott", productor de la serie Sports Night , el "Sr. Corelli", profesor d'hestoria de "Miley" en Hannah Montana y el so papel de "Burger Pitt" en "Toi na Banda" ("I'm in the Band").
Joe Don Baker
Joe Don Baker (12 de febreru de 1936, Groesbeck, Texas) ye un actor estaunidense.
Kenny Baker (actor y cantante)
Kenneth Laurence "Kenny" Baker (30 de setiembre de 1912 – 10 d'agostu de 1985) foi un actor y cantante estaunidense, que diose a conocer como cantante nel programa radiofónicu "The Jack Benny Program" na década de 1930. 
Nacíu en Monrovia (California), nel cumal de la so fama radiofónica, y en dexando'l show de Benny en 1939 (sustituyíu por Dennis Day), actuó nun total de diecisiete películes musicales, ente elles "Mr. Dodd Takes the Air" (1937), "Una tarde nel circu" (1939), y "The Harvey Girls" (1946). 
Darréu volvió a la radio como intérprete regular del programa de Fred Allen "Texaco Star Theater" (1940–1942). Baker más palantre coprotagonizó xuntu a Mary Martin la producción orixinal representada nel circuitu de Broadway de la obra de Kurt Weill y Ogden Nash "One Touch of Venus" (1943). 
Baker tamién grabó diversos discos d'himnos de calter relixosu y, en retirándose de l'actuación nos primeros años cincuenta, fíxose practicante y conferenciante de la ciencia cristiana.
Kenny Baker finó en 1985, por causa de un infartu agudu de miocardiu, en Solvang, California. Tenía 72 años d'edá. Los sos restos incineráronse, y espardiéronse les sos cenices.
Leigh-Allyn Baker
Baker, nació en Murray, Kentucky. Tien un hermanu, Chuck Baker, propietariu y Direutor Xeneral de Kentucky llagu Oil Company.
Casó con Keith James Kauffman col que tien 2 fíos Griffin, nacíu en 2009 y James, nacíu'l 18 de setiembre de 2012.
Baker vive en Los Angeles cola so familia. Ye tamién media tía de Nathalie Haizea Dupont
Baker realizó un trabayu de voz en videoxuegos pa la " Star Trek " y " X-Men " franquicies y convidada en televisivos tales como " that ' 70s Show ", " Early Edition " y " Sí, el mio queríu ". Tamién protagonizó la sitcom de 1996 " Last Frontier".
Baker ye probablemente más conocida pal públicu de la televisión pol so papel recurrente como Hannah Webster na primer temporada de " Charmed " y como Ellen, el vieyu collaciu de Grace Adler en " Will & Grace ", qu'interpretó dende'l show empezó en 1998 al traviés de para la so última temporada en 2006. Tamién ye conocida por ufiertar anguaño la voz d'Abby na serie animada " Darrera na Barnyard ".
A finales de 2008, Baker apaeció en dellos episodios de" Hannah Montana "como Mickey, nel Programa Llamáu Mack y Mickey.
Hasta finales de 2013 interpretó'l papel de Amy Duncan na serie de Disney Channel "Good Luck Charlie".
1.^ http://www.disneychannelmedianet.com/web/showpage/showpage.aspx?program_id=3124825&type=baker
Robert Baker (actor)
Robert Baker (nacíu'l 15 d'ochobre de 1979 en Memphis, Tennessee) ye un actor d'Estaos Xuníos conocíu polos sos papeles en "Valentine, Grey's Anatomy, Out of Time" y un papel secundariu na película "Special".
Bob Balaban
Robert Elmer "Bob" Balaban (16 d'agostu de 1945) ye un actor y direutor d'Estaos Xuníos.
Balaban nació en Chicago, Illinois, fíu de Eleanor Pottasch y Elmer Balaban, dueñu de dellos cines y pioneru de la televisión por cable. La so familia yera una fuerza dominante nel negociu del cine; los sos tíos fundaron el circuitu de teatros Balaban y Katz en Chicago, una cadena qu'incluyía'l Chicago Theatre y el Uptown Theatre (el documental "Uptown: Portrait of a Palace" (2006) inclúi unu d'esos cines). Balaban y Katz remanaba dalgunos de los más importantes cines d'Estaos Xuníos a principios de los años 1920. El padre de Bob Balaban y el so tíu Harry fundaron la Corporación H & Y Balaban en Chicago. Más tarde llograron un poderosu grupu de franquicies d'estaciones de televisión y cable. El so tíu Barney Balaban foi presidente de Paramount Pictures por casi 30 años, dende 1936 a 1964. El segundu home de la so güela, Sam Katz, foi vice presidente de la Metro-Goldwyn-Mayer dende 1936. Sam formó Balaban and Katz al pie de los tíos de Bob: Abe, Barney, John y Max. Sam tamién foi presidente del cine Publix, una división de Paramount Pictures.
Foi alumnu de la Universidá Colgate y la Universidá de Nueva York, y vivió al pie de la so familia nel Upper West Side de Manhattan. Ye xudíu, los sos güelos paternos inmigrarón de Rusia a Chicago.
Unu de los sos primeros papeles nel cine foi en "Midnight Cowboy" (1969). Primeramente interpretó a "Linus" en "You're A Good Man, Charlie Brown", una producción orixinal off-Broadway de 1967. Ente los sos primeros roles mientres los años 70 tuvieron el de Orr en "Catch-22" y l'intérprete David Laughlin en "Close Encounters of the Third Kind" (1977) de Steven Spielberg. En 1979 foi nomáu al Premiu Tony pol so papel en "The Government Inspector". Mientres la década de 1980 trabayó en películes como "Altered States" y "", y dirixió "Parents", protagonizada por Randy Quaid.
Balaban tuvo papeles secundarios en películes como "Absence of Malice", "Bob Roberts", "Deconstructing Harry", "Ghost World", "The Majestic", "Lady in the Water" y en toles películes de Christopher Guest: "Waiting for Guffman", "Best in Show", "A Mighty Wind" y "For Your Consideration". Mientres los 90 tuvo un papel recurrente na cuarta temporada de "Seinfeld", faciendo de Russell Dalrymple, el presidente ficticiu de la NBC y más tarde amiga de Elaine Benes. En 1999 apaeció como convidáu na serie "Friends" interpretando a Frank Buffay, el padre de Phoebe, nel capítulu "". En 2001 trabayó como productor en "Gosford Park" de Robert Altman, que recibió una nominación al Óscar como Meyor película; amás tamién actuó interpretando a Morris Weissman, un productor de Hollywood.
"Plan B" (2001) ... James Foster 
"Tex, the Passive-Aggressive Gunslinger" (2000) ... Tex 
Adam Baldwin
Adam Baldwin (nacíu en Winnetka, Illinois, el 27 de febreru de 1962) ye un actor de cine y televisión d'Estaos Xuníos. Nun tien parentescu colos cuatro hermanos Baldwin, toos ellos actores tamién. Ye principalmente conocíu pol so papel na película de Stanley Kubrick "Full Metal Jacket", por interpretar a Ricky Linderman en "My Bodyguard", a Knowle Rohrer en The X-Files, a Jayne Cobb na serie Firefly y la so continuación, la película Serenity, y a Marcus Hamilton en "Ángel". Tamién dio vida al axente "John Casey" na serie "Chuck" y al "Mayor Mitchell" na película Independence Day.
Daniel Baldwin
Daniel Leroy Baldwin (5 d'ochobre de 1960) ye un actor, productor y direutor estauxunidense. Ye'l segundu de los cuatro hermanos Baldwin, tolos cualos son actores. Daniel Baldwin ye conocíu pol so papel como'l detective Beau Felton na popular serie de televisión de NBC "". Les sos películes más famoses son: "The True Story of My Life" (1992), "Mulholland Falls" (1996), "Vampiros", "The Pandora Project" (1998), "Stealing Candy" (2002), "Paparazzi" y "Grey Gardens" (2009).
Baldwin nació en Massapequa, Nueva York, y foi criáu, como'l restu de los sos hermanos, nuna familia católica d'ascendencia irlandesa, inglesa y francesa. Tamién tien dos hermanes, Beth Baldwin Keuchler (nacida en 1955), y Jane Baldwin Sasso (nacida en 1965). Daniel foi un destacáu en fútbol americano y baloncestu na secundaria y graduóse en 1979 de la Escuela Alfred G. Berner High School en Massapequa. 
En 2005, apaeció nel programa de VH1 "Celebrity Fit Club", un reality show nel que les celebridaes con sobrepesu compiten pa ver quién puede baxar la mayor cantidá de llibres. En 2007, Baldwin apaeció en "Celebrity Rehab with Dr. Drew", otru reality de VH1 pa tratar les adicciones a la droga; dempués de cuatro episodios, salió del show.
Peter Baldwin (direutor)
Peter Baldwin (nacíu'l 11 de xineru de 1931) ye un direutor, productor de televisión productor, actor y guionista d'Estaos Xuníos pa televisión.
Baldwin empezó la so carrera en Paramount Studios. Interpretó'l papel de Johnson en "Stalag 17". Eventualmente convirtióse en direutor de televisión con un currículum estensu. Ganó un Premiu Emmy en 1988 pola serie de televisión "The Wonder Years". Vive cola so esposa en Pebble Beach, CA.
Stephen Baldwin
Stephen Andrew Baldwin (n. 12 de mayu de 1966 en Nueva York, Estaos Xuníos). Ye un actor estauxunidense. Tien cinco hermanos, dos hermanes y tres hermanos: Alec, Daniel, William, tamién consagraos actores.
Debutó na producción Off-Broadway en "Out of America" con Daryl Hannah, pero ye conocíu popularmente pol so papel de "Búfalo Bill" na serie ganadora del premiu Emmy "Young Riders". 
Pasó ensin problemes de la pequeña pantalla a la gran pantalla con papeles en "Postrera salida a Brooklyn", "Nacíu'l 4 de xunetu", "Crossing the Bridge".
Eric Balfour
Eric Balfour (24 d'abril de 1977, Los Angeles, California) ye un cantante y actor estauxunidense. Ye'l cantante de "Born as Ghosts", enantes conocíu como "Fredalba". Los sos papeles más conocíos inclúin el de Milo Pressman na serie d'acción y suspense 24 y Crocker Duke na serie sobrenatural Haven.
Balfour nació en Los Angeles, California. Ye fíu de Sharon, que trabaya como conseyera matrimonial y familiar, y David Balfour, un quiropráctico. Tien una hermana pequeña, Tori. Balfour tien ascendencia rusa y francesa.
Ina Balin
Ina Balin (12 de payares de 1937 - 20 de xunu de 1990) foi una actriz teatral y cinematográfico estaunidense.
El so verdaderu nome yera Ina Rosenberg, y nació en Brooklyn, Nueva York. Empecipiar na televisión nos años cincuenta, nel Show de Perry Como. Tamién fixo teatru de branu, que abrió-y el camín a otros papeles en Broadway, ganando en 1959 el "Theatre World Award" pola so actuación na comedia ""A Majority of One"." Esi mesmu añu fixo'l so primer papel nel cine, en "The Black Orchid (Orquídea negra)", xuntu a Sophia Loren y Anthony Quinn. Un añu más tarde, Balin foi nomada al pol so trabayu en "From The Terrace (Dende la terraza)". Tamién intervieno en "The Young Doctors (Vivir ye lo qu'importa)".
Mientres los años sesenta y setenta, trabayó al pie de delles estrelles de Hollywood, incluyendo a Paul Newman, Elvis Presley, Jerry Lewis (Jerry Calamidá), Myrna Loy, Fredric March, Llei Marvin, Stuart Whitman, Max von Sydow, John Wayne, Orson Welles, y Joanne Woodward. Tuvo un papel secundario pero importante na película de 1965 "La hestoria más grande enxamás contada" y coprotagonizó xuntu a Elvis Presley el filme de 1969 "Charru!". Balin tamién participó en munches series de televisión, incluyendo a Bonanza, Battlestar Galactica (1978), Quincy, M.Y., y Magnum P.I..
En 1970, Balin viaxó a Vietnam cola United Service Organizations, nel primeru de diversos viaxes a la zona. En 1975, ayudó a la evacuación de güérfanos mientres la cayida de Saigón, y adoptó a trés d'ellos. En 1980, protagonizó una película na televisión llamada "The Children of An Lac", y que se basó nes sos esperiencies na Guerra de Vietnam. 
Ina Balin finó en New Haven, Connecticut, a los 52 años d'edá, por causa d'una hipertensión pulmonar secundaria a una cardiopatía isquémica.
Eszter Balint
Eszter Balint (Budapest, Hungría; 7 de xunetu de 1966) ye una cantante, compositora y actriz.
Empezó como miembru infantil del vanguardista Squat Theatre enantes de debutar nel cine en 1984 na película independiente "Stranger Than Paradise" del direutor Jim Jarmusch. Dende esi momentu tuvo ausente nel cine mientres el restu de la década, hasta 1990, cuando apaeció en "Bail Jumper". Siguió con papeles en "The Linguini Incident", "Shadows and Fog" de Woody Allen y "Trees Lounge" de Steve Buscemi.
Como música editó "Flicker" y "Mud", producíos por JD Foster, eligiados por publicaciones como The New York Times, The New Yorker y Billboard. Nel so reseña de "Mud", Jon Pareles escribió: "La señorita Balint tien la so propia sensibilidá de cine negru como compositora. Asitia toques artísticos dientro de caleyones d'americana... pero'l puntu nun ye l'habilidá. Afletar nos sos personaxes pa proxectar les sos moliciones y deseos".
Eszter participó de grabaciones como "Angels of Light" de Michael Xira, "Los Cubanos Postizos" de Marc Ribot y "Greatest Hits" de John Lurie.
Fairuza Balk
Fairuza Alejandra Balk (Punta Reyes, California; 21 de mayu de 1974), tamién conocida como Fairuza Balk, ye una actriz y cantante d'Estaos Xuníos. Ye conocida poles sos interpretaciones en "The Craft" (1996) y "The Waterboy" (1998), y 10 años enantes en "Oz, un mundu fantásticu", de Walt Disney Pictures.
La so madre, Cathryn Balk, descendiente de franceses y irlandeses, yera profesora de danza del banduyu y de flamencu. El so padre, Solomon Feldthouse, yera músicu folk xitanu itinerante. Nació en Pingry, Idaho, y treslladóse a Turquía a los diez años, onde permaneció 6 años y aprendió la música griega, turca y la persa. Al nacer ella, el so padre esclamó, al ver los sos güeyos azules: "¡Fairuza!", que significa "turquesa" en persa.
Dempués de la separación de los sos padres, pasó a vivir cola so madre, y viaxó y camudó de residencia de cutio. Creció al norte de San Francisco, California, nun ranchu comuñal. Dempués la so madre foi trabayase a Vancouver, Canadá, cuando ella tenía 9 años. A los 11 años treslladóse a Londres, y ellí estudió n'importantes escueles de ballet y teatru.
Foi escoyida por Walt Disney ente 1.200 neñes pa interpretar el papel de Dorothy Gale, na película "Oz, un mundu fantásticu", una remortina de la película "El magu de Oz", de 1939. Esti nun foi'l so primer papel (antes, en 1983, apaeciera nun telefilme intitulado "The Best Christmas Pageant Ever"), pero sí'l so primer papel importante como actriz. Dempués d'esti papel y otros menores, en 1988 treslladóse a París, onde siguió trabayando como actriz. En 1989 tornó a Vancouver, onde cursó los sos estudios de secundaria.
Decidió estudiar per correspondencia y treslladase a Hollywood y dir creciendo como actriz. En 1992 recibió'l Independent Spirit Award como meyor actriz na película "Área de serviciu". Dellos años más tarde apaeció na película "The Craft", onde interpretó a una bruxa adolescente, al llau de Nieve Campbell, Rachel True y Robin Tunney. Curiosamente, Fairuza estudió wicca na vida real y pertenecía a una asociación que practicaba esta relixón, que más tarde abandonaría. Fairuza interpretó depués a una neonazi en "Hestoria americana X" (1998), y trabayó depués en "La isla del doctor Moreau" (1996) y en "The Waterboy" (1998), esta postrera con Adam Sandler. Dende'l 2000 apaeció nuna docena de películes y emprestó la so voz a personaxes de películes d'animación y de dalgunos videoxuegos, como "". Por casu, ye la voz de Mercedez, la fía de Cortez nel revesosu xuegu GTA Vice City. Amás, participó nel videoclip del cantar "Natural Blues", del cantante Moby, onde apaez como la so novia.
Fairuza vive en Venice, California, y tien un apartamentu en Nueva York. Amás de ser actriz, escribió poesía y ficción, toca la guitarra y fai baille y danza. Tuvo relaciones amoroses col actor inglés David Thewlis, que compartió cartelu con ella en "La isla del doctor Moreau", y con C.M. Talkington, direutor y escritor de la película de cultu "Love and a .45".
Lucille Ball
Lucille Désirée Ball (Jamestown, – Los Angeles, ) foi una comediante, actriz, modelu y productora executiva estauxunidense, famosa por protagonizar los programes "I Love Lucy", "The Lucy–Desi Comedy Hour", "The Lucy Show", "Here's Lucy" y "Life with Lucy". Foi una de les estrelles más populares ya influyentes nel so país, con una de les carreres más llargues de Hollywood, especialmente na televisión, onde Ball empezó a actuar na década de 1930, convirtiéndose n'actriz de radiu y estrella de películes clase B nos años 1940. Ente les décades de 1960 y 1970, entá siguía grabando películes.
En 1929, Ball empezó a trabayar como modelu y más tarde empezó la so carrera en Broadway col nome artísticu de Dianne Belmont. Nos años 1930 apaeció en munchos papeles pequeños, gracies a un contratu con RKO Radio Pictures. Ball foi etiquetada como la Reina de les Bs», refiriéndose a los sos munchos papeles en películes de clase B. En 1951, foi fundamental na creación de la serie de televisión "I Love Lucy". Nel programa tamién compartía creitos al pie del so entós home, Desi Arnaz como Ricky Ricardo y con Vivian Vance y William Frawley. El "show" terminó en 1957, dempués de 180 episodios. Darréu fixéronse dellos axustes menores al formatu del programa y camudóse el nome de la serie a "The Lucy-Desi Comedy Hour", que desenvolvióse mientres tres temporaes (1957–1960) y 13 episodios. Ball llegó a protagonizar otros dos series de televisión esitoses: "The Lucy Show", que se tresmitió en CBS dende 1962 a 1968 (156 episodios) y "Here's Lucy" dende 1968 a 1974 (144 episodios). El so últimu trabayu nuna serie de televisión foi "Life with Lucy" en 1986, que fracasó n'emitiendo 8 episodios anque se producieron 13.
Ball recibió 17 nominaciones a los premios Emmy, de les cualos ganó cuatro. En 1977, foi una de les primeres ganadores del premiu «Women in Filme Crystal». Tamién recibió'l premiu Cecil B. DeMille en 1979, el premiu a la trayectoria del Centro John F. Kennedy en 1986 y el premiu Gobernadores de la Academia d'Artes y Ciencies de la Televisión en 1989.
En 1940, Ball conoció y casóse col cubanu Desi Arnaz. En 1951, dio a lluz a la so primer fía, Lucie Désirée Arnaz; un añu y mediu más tarde, tuvo al so segundu fíu, Desiderio Alberto Arnaz IV, conocíu como Desi Arnaz, Jr. Ball y Arnaz divorciáronse'l 4 de mayu de 1960. Finalmente, el 26 d'abril de 1989, Ball morrió d'una disección aórtica a los 77 años. Nel momentu de la so muerte taba casada col so segundu home y sociu, el comediante Gary Morton, con quien contraxera matrimoniu faía 28 años.
Ball foi fía de Henry Durrell Ball (16 de setiembre de 1886-19 de febreru de 1915) y Desiree «DeeDee» Evelyn Hunt (21 de setiembre de 1892-20 de xunetu de 1977). Anque Lucy nació en Jamestown, Nueva York, el 6 d'agostu de 1911, cuntó-y a munches persones que naciera en Butte, Montana. El so padre, un telefonista de la compañía Anaconda Copper, yera treslladáu con frecuencia por cuenta de la so ocupación. Pa la edá de tres años, la so familia camudárase en repitíes ocasiones de Jamestown a Anaconda, Montana, y depués a Wyandotte, Míchigan y Trenton, Nueva Xerséi. La so familia yera bautista; el so padre yera d'ascendencia escocesa, ente que la so madre tenía raigaños irlandeses, ingleses y franceses. La so xenealoxía remontar a los primeros colonos que llegaron al continente.
DeeDee Ball taba embarazada del so segundu fíu, Frederick, cuando Henry Ball contraxo fiebre tifoideo y morrió en febreru de 1915. Ball recordaba bien pocu del día en que morrió'l so padre, namái alcordances fugaces, como cuando un cuadru cayóse y un páxaru quedóse atrapáu dientro de la casa. Dende esi día tuvo una intensa fobia a les aves.
Tres la muerte del so padre, Ball y el so hermanu, Fred Henry Ball (17 de xunetu de 1915-5 de febreru de 2007), fueron criaos pola so madre y güelos en Celoron, Nueva York, un pueblu allugáu a veres del llagu Chautauqua xusto al oeste de Jamestown. El so güelu, Fred Hunt, yera un excéntrico que tamién esfrutaba del teatru. Con frecuencia llevó a la so familia a espectáculos de vodevil y animó a la nueva Lucy a tomar parte n'actuaciones propies y escolares.
Cuatro años dempués de la muerte del so padre, la madre de Ball contraxo de nuevu matrimoniu. Mientres el so padrastru nuevu, Edward Peterson, y la so madre fueron a buscar trabayu n'otra ciudá, Ball quedar sol cuidu de los sos nuevos güelos. Los Peterson yeren una pareya sueca puritana que s'oponía primero de too a la frivolidá, a tal manera de prohibir l'usu d'espeyos en tola casa, sacante unu asitiáu sobre'l llavamanes del bañu. Cuando la moza Ball foi sosprendida almirándose a sigo mesma nel espeyu, foi reprendida severamente por ser vanidosa. Esti periodu de tiempu afectó a Ball tan fondamente que más tarde afirmó que pasó cola pareya unos siete o ocho años, cuando en realidá, nun llegó a vivir más d'un añu con ellos. Sicasí, pa Ball esistía un aspeutu positivu del nuevu matrimoniu de la so madre: Edward Peterson yera un Shriner y cuando la so organización precisó vocalistas pal coru nel so próximu conciertu, animó a la so fiyasca de doce años a realizar una audición. Mientres Ball taba nel escenariu empezó a dase cuenta de que si unu buscaba aponderamientos y reconocencies, ésta yera una forma brillosa de llogralos: les sos enganíes de fama empezaben a temprana edá. En 1927, la so familia sufrió una desgracia cuando la so casa y los sos muebles furon embargaos mientres un xuiciu llegal, depués de qu'un neñu del vecinderu resultara mancáu mientres una práctica de tiru, que taba so supervisión del güelu de Ball. La familia treslladóse a un pequeñu apartamentu en Jamestown.
En 1927, Ball empezó a salir col fíu d'un gánster llamáu Johnny DeVita. DeeDee nun taba contenta cola relación, pero nun fixo nada al respeutu, esperando que'l romance terminara nunes selmanes. Cuando esto nun asocedió, DeeDee aprovechó'l deséu de Lucille d'entrar al mundu del espectáculu y dexó-y dir a la Escuela d'Artes Dramátiques John Murray Anderson na ciudá de Nueva York. Ende, Ball conoció a la so compañera actriz Bette Davis. Ball tornó a casa unes selmanes más tarde, cuando'l profesores de teatru dixéron-y que «nun tenía nengún futuru n'absolutu como actriz».
Ball decidió demostrar que los sos profesores taben equivocaos y tornó a Nueva York en 1929, onde consiguió trabayu como modelu. La so carrera taba espolletando cuando careció de artritis reumatoide y nun pudo trabayar mientres dos años. Camudar a Nueva York una vegada más en 1932 pa volver a entamar la so busca d'una carrera como actriz y tuvo ciertu ésitu como modelu pal diseñador Hattie Carnegie y como la moza de los pitos Chesterfield». Poco dempués empezó a trabayar en Broadway sol nome de Dianne Belmont. Foi contratada —pero rápido despidida— pol empresariu Earl Carroll pa "Vanities" y por Florenz Ziegfeld pa la obra "Rio Rita".
D'esta forma, pasó a la producción de los hermanos Shubert de "Stepping Stones". Dempués de pasar una temporada ensin acreditar como una de les "Goldwyn Girls" en "Roman Scandals" (1933), camudóse permanentemente a Hollywood pa participar n'otres películes. Apaeció en munchos papeles pequeños na década de 1930, sol contratu de RKO Radio Pictures, incluyendo una comedia curtia con Los trés chiflados ("Three Little Pigskins", 1934) y una película colos Hermanos Marx ("Room Service", 1938). Tamién pudo ser vista como una de les modelos destacaes na película de Fred Astaire y Ginger Rogers, "Roberta" (1935), de volao como la moza de les flores en "Sombreru de copa" (1935), según nun papel secundariu al empiezu de la cinta "Sigamos la flota" (1936). Ginger Rogers yera prima alloñada de Ball, per parte de la familia de la so madre. Dambes interpretaron a un par d'actrices na esitosa película "Dames del teatru" (1937), coprotagonizada por Katharine Hepburn. En 1936, llogró'l papel qu'esperaba que la llevaría a Broadway, na obra de Bartlett Cormack "Hey Diddle Diddle", una comedia que tien llugar nun apartamentu en Hollywood. La obra estrenar en Princeton, Nueva Xerséi el 21 de xineru de 1937, con Ball interpretando'l papel de Julie Tucker, «una de los trés compañeres qu'enfrentaben a direutores neuróticos, executivos confundíos y estrelles avaricioses qu'interfieren cola capacidá de les moces pa salir alantre». La obra recibió bones crítiques, pero hubo problemes, principalmente cola so estrella, Conway Tearle, que carecía problemes de salú. Cormack quería reemplazalo, pero la productora, Anne Nichols, dixo que l'ésitu recayía nesi personaxe de calter y aportunó en que'l papel tenía de ser reformáu y reescrito. Los dos fueron incapaces de ponese d'alcuerdu pa solucionar de manera definitiva'l problema. Anque se programó l'estrenu de la obra en Broadway nel Teatru Vanderbilt, la producción atayóse dempués d'una selmana en Washington, D.C. cuando Tearle cayó gravemente enfermu de secute. Nos años 1940, Ball robló un contratu con Metro-Goldwyn-Mayer, pero nunca consiguió un protagónico importante nestes películes.
En Hollywood, Ball yera conocida como la Reina de les Bs», un títulu enantes dáu a Fay Wray, gracies a que protagonizó un gran númberu de películes de clase B, como "Five Came Back" de 1939. Como munches estrelles nos sos empiezos, Ball consiguió trabayu na radio pa recibir más ingresos y coles mesmes llograr más popularidá. En 1937 convirtióse nuna convidada regular en "The Phil Baker Show". Un añu dempués, cuando terminó la so temporada, Ball xunir al elencu de "The Wonder Show", protagonizáu pol actor Jack Haley. Foi ellí onde empezó la so relación profesional de cincuenta años con Gale Gordon, quien yera'l llocutor del programa. "The Wonder Show" namái duró una temporada, col estrenu del episodiu final el 7 d'abril de 1939.
En 1940, Ball conoció al direutor d'orquesta cubanu Desi Arnaz, mientres el rodaxe de la película de Rodgers y Hart, "Too Many Girls". De primeres, Arnaz non congenió con Ball, pero cuando s'atoparon más tarde esi día, dambos conectáronse de manera inmediata, y esi mesmu añu escapar pa contraer matrimoniu. Ball yera seis años mayor que la so pareya, pero aparentemente creíen que nun yera socialmente aceptable qu'una muyer mayor casóse con un home más nuevu; pa menguar la diferencia d'edaes, dambos alegaron nacer en 1914. En 1942, Arnaz foi reclutado pal Exércitu de los Estaos Xuníos, pero terminó siendo clasificáu pa serviciu llindáu por cuenta de una mancadura na rodía. Como resultancia, Arnaz permaneció en Los Angeles, entamando una serie de conciertos a nome de la United Service Organizations, pa tolos soldaos mancaos que llegaben dende'l Pacíficu; esi mesmu añu, Ball apaeció con Henry Fonda en "The Big Street". En 1944, l'actriz solicitó'l divorciu y, anque llogró un decretu interlocutorio de divorciu, al poco tiempu reconciliar con Arnaz.
En 1948, Ball foi escoyida como Liz Cugat (más tarde «Cooper»), una esposa estravagante, en "My Favorite Husband", un programa de radiu tresmitíu por CBS. El programa foi un ésitu y CBS pidiólu que desenvolviera una adaptación pa la televisión. Aceptó, pero aportunó en trabayar al pie de Arnaz. Los executivos de CBS negáronse, pensando que'l públicu nun aceptaría una pelirroxa estaunidense y un cubanu como pareya. CBS primeramente nun quedó impresionáu col episodiu piloto producíu por Desilu Productions —compañía fundada por Arnaz y Ball— polo que dambos viaxaron pela carretera con un actu de vodevil nel qu'ella actuaba como l'ama de casa delirante que deseyaba entrar nel espectáculu de Arnaz. La xira foi un ésitu, y CBS punxo a "I Love Lucy" na so programación; el primer episodiu foi emitíu'l 15 d'ochobre de 1951. El programa non yá foi'l vehículu al estrellalgu de Lucille Ball, sinón una forma pa tratar de salvar el so matrimoniu con Desi Arnaz, que se convirtiera nuna relación bien tirante, en parte porque cada unu tenía una axenda solmenada que de cutiu-yos torgar axuntase.
A lo llargo de la duración del programa, Ball creó una dinastía na televisión y volvióse una pionera en dellos aspeutos. Foi la primer muyer na televisión que yera xefa d'una empresa de producción: Desilu, la compañía que Arnaz y ella fundaron. Dempués del so divorciu, Ball mercó parte del estudiu de Arnaz, polo que pasó a desempeñase como una xefa d'estudiu bien activa. Desilu y "I Love Lucy" fueron pioneros nuna serie de métodos qu'entá s'utilicen nes producciones de televisión, tales como'l rodaxe ante una audiencia en vivu con delles cámares d'estudiu y el construyir dellos "sets" distintos pero axacentes. Mientres esti tiempu, Ball tamién impartía un cursu de comedia de treinta y dos selmanes nel Institutu Bardin Brandeis. Ball foi citada diciendo, «non puede enseñase a daquién comedia, tener o nun lo tienen».
Na dómina cuando "I Love Lucy" estrenóse, la mayoría de los programes de televisión yeren tresmitíos en vivu dende estudios na ciudá de Nueva York a audiencies de la zona horaria central y del este y grabáu por kinescopio pa la so posterior emisión a la costa oeste. La imaxe del kinescopio yera de menor calidá que la d'una película, y como resultáu les tresmisiones na mariña oeste teníen menor calidá que les d'otros llugares del país. Ball y Arnaz deseyaben permanecer na so casa de Los Angeles, pero la loxística de la zona horaria faía que la emisión fuera imposible. El horariu central de Los Angeles yera demasiáu tarde na mariña esti pa emitir la serie más importante de la cadena, lo que significaba que la mayoría de los televidentes non yá tendríen que ver la imaxe de menor calidá del kinescopio, sinón que tamién tendríen que velo a lo menos un día dempués de la so emisión orixinal. 
El patrocinador Philip Morris nun aceptó amosar grabaciones de kinescopios de diba díes a los principales mercaos de la mariña esti, pero tampoco quería pagar los costos extras que riquíen la filmación, edición y procesamientu d'una película, primiendo a Ball y Arnaz a camudase a la ciudá de Nueva York. La pareya ufiertó financiar el rodaxe, a condición de que la so empresa, Desilu, pudiera caltener los derechos de la película una vegada que fora emitida. CBS otorgó los derechos del programa a Desilu dempués de la so emisión inicial, ensin dase cuenta de que taben agasayando un productu pervalible y duradero. Desilu fixo millones de dólares coles retresmisiones de "I Love Lucy" al traviés de la redifusión y convirtióse nun exemplu clásicu de cómo un programa puede ser rentable entá na so segunda emisión. Nos entamos de la televisión, entá nun se formara'l conceutu de les repeticiones, y munchos na industria preguntaron quién querdría ver un programa per segunda vegada. Ello ye que ente qu'otros programes célebres d'esta dómina sobreviven namái en conxuntos incompletos de grabaciones de kinescopios, demasiáu degradaos p'amosar a les xeneraciones posteriores, "I Love Lucy" prácticamente nunca dexó de distribuyise, siendo vista per cientos de millones de persones alredor del mundu nos últimos cincuenta años. Mientres les décades siguientes, l'ésitu del alcuerdu de Ball y Arnaz foi importante por que la producción de programes de televisión treslladóse dende Nueva York a Hollywood.
Desilu contrató al camarógrafu alemán Karl Freund, llexendariu direutor de fotografía. Freund trabayara para F.W. Murnau y para Fritz Lang, amás de filmar parte de la película "Metrópolis" (1927) y de dirixir una serie de películes en Hollywood por sigo mesmu. Pa cualquier grabación, Freund utilizaba un conxuntu de trés cámares, que convirtióse nuna práctica estándar pa la filmación de comedies de situación.
Edoardo Ballerini
Edoardo Ballerini (20 de marzu de 1970) ye un actor, escritor y direutor ítalo-estaunidense. Ye famosu pol so trabayu delantre de les cámares como'l drogadictu en "The Sopranos" (2006-2007), el temperamental chef en "Dinner Rush" (2001) y el negociante de la NFL en "Romeo Must Die" (2000). Trabayó en numberosos filmes y series, dende "I Shot Andy Warhol" (1996) hasta "Boardwalk Empire" (2010) de Martin Scorsese. El so debú como direutor, "Good Night Valentino", foi estrenáu nel Festival de Cine de Sundance de 2003, y tien a Ballerini interpretando a la estrella del cine mudu Rodolfo Valentino.
Edoardo Ballerini ye de padre italianu, el poeta Luigi Ballerini, y de madre estaunidense. Se crio ente Nueva York y Milán. Tien doble nacionalidá y ye bilingue. La so temprana educación foi en Nueva York, en P.S. 41 y más tarde en Friends Seminary, enantes d'abandonar el so llar a los 14 años pa dir a un internáu. De magar, asistió a la Universidá Wesleyana, pa formase en lliteratura. El branu dempués de la so graduación con honores, Ballerini recibió una beca pa estudiar llatín en Roma. N'Italia, afayó un grupu d'actores expatriados que taben formando una compañía teatral. Aburríu del llatín, Ballerini decidió xunise al grupu. La siguiente seronda asistió a clases d'actuación en Nueva York en HB Studios y en The Llei Strasberg Theater Institute. Más tarde foi observador nel Actors Studio. Dempués de vivir per dellos años en Nueva York, Ballerini camudar a Los Angeles nel añu 2000 pa volver nuevamente a Nueva York onde siguió cola so carrera.
El so primer papel importante foi en "Looking for an Echo" (1998), onde los críticos notaron el so potencial, interpretando al fíu de Armand Assante. Siguiendo a esta actuación, Ballerini personificó a un brillante "chef estrella" en "Dinner Rush" (2001) de Bob Giraldi, xuntu a Danny Aiello. Ente que la película nun tuvo bona acoyida n'Estaos Xuníos al momentu del so estrenu, foi bien recibida pol circuitu de cine independiente neoyorquín.
Smith Ballew
Smith Ballew (21 de xineru de 1902 – 2 de mayu de 1984) foi un actor, cantante, direutor d'orquesta y, finalmente, una estrella del Western cantáu de nacionalidá estaunidense.
El so verdaderu nome yera Sykes Ballew, y nació en Palestine, Texas. Estudió na high school de Sherman, Texas, nel Austin College, y na Universidá de Texas en Austin. 
Empezó la so carrera como cantante na radio, y na década de 1930 convertir n'unu de los primeres cowboys cantantes de la pantalla cinematográfica. Asina, fixo una serie de westerns musicales para Paramount Pictures y unu para 20th Century Fox, trabayando darréu como actor de repartu hasta la década de 1950.
Antes de la so actividá como cowboy cantante, y empezando a finales de la década de 1920, convertir n'unu de los cantantes más conocíos d'ente centenares de bandes de baille y de jazz. Nesa dómina Ballew, xuntu a Scrappy Lambert, Dick Robertson y Chick Bullock, foi unu de los más prolíficos vocalistas d'estudiu, llegando en 1931 a entamar una orquesta propia, anque de curtia trayectoria. 
Ente 1929 y 1935 fixo numberoses grabaciones pa los sellos OKeh Records, Columbia Records, Crown Records, Banner Records, Apodero Records, Jewel Records, Regal Records, Perfect Records, y Oriole Records (nesti postreru como Buddy Blue & His Texans o Jack Blue's Texans). Poques d'estes grabaciones daben pistes sobre'l so futuru estilu como cowboy cantante.
Smith Ballew finó en 1984 en Longview, Texas. Tenía 82 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Lloréu Land Memorial Park de Fort Worth, Texas.
Mark Ballou
Mark Ballou (nacíu'l 12 d'ochobre de 1971) ye un actor de voz d'Estaos Xuníos, que presentó la so voz en "Rotor the Walrus" en "Sonic the Hedgehog" na primer temporada del programa (1993-1994).
Martin Balsam
Martin Balsam (Nueva York, 4 de payares de 1919 - Roma, 13 de febreru de 1996) foi un actor estaunidense ganador del Premiu Óscar. Participó en delles películes mítiques, como "Psicosis", "Almuerzu con diamantes", "Doce homes ensin piedá" y "Tolos homes del presidente".
Estudió na Escuela d'Arte Dramático de Nueva York y sirvió na Fuerza Aéreo. En 1952 contraxo matrimoniu con Perla Sommer, de la que se divorció dos años dempués. En 1959 volvió contraer matrimoniu, esta vegada con Joyce Van Patten, cola que tuvo una fía y de la que se divorció en 1962. En 1963 contraxo'l so tercer matrimoniu con Irene Molineru cola que tuvo dos fíos y cola que vivió hasta'l so fallecimientu.
En televisión, participó nel capítulu "There Goes The Ballgame" de 1967, de la famosa serie El Fuxitivu, nel papel del dueñu d'un periódicu a quien-y secuestren a la so fía Nadine, interpretada por Linda Day.
En teatru intervieno en títulos como "La rosa tatuada" (1951), de Tennessee Williams.
[[Categoría:Militares de la Segunda Guerra Mundial d'Estaos Xuníos]]
[[Categoría:Ganadores del premiu Tony]]
[[Categoría:Actores d'Estaos Xuníos]]
[[Categoría:Actores de wéstern]]
[[Categoría:Ganadores del premiu Óscar al meyor actor de repartu]]
[[Categoría:TB5]]
Talia Balsam
Talia Balsam (Nueva York, 5 de marzu de 1959) ye una actriz de televisión, cine y teatru estaunidense. 
Talia Balsam nació en 1959, siendo fía del oscarizado actor de repartu Martin Balsam 
("12 homes ensin piedá", "Psicosis", "Almuerzu con diamantes") y de la tamién actriz Joyce Van Patten. Talia foi la única fía de Martin Balsam.
Balsam debutó en televisión en 1977 con "Alexander: The Other Side of Dawn". El so siguiente trabayu protagonista en TV foi "Survival of Dana". Apaecería dempués n'episodios de "Happy Days", "Taxi", "Family Ties", "Thirtysomething", "Escribióse un crímen" ("Murder, She Wrote"), "Almost Perfect", "Archie Bunker's Presta", "L.A. Doctors" o "Tour of Duty". Apocayá, llogró un papel recurrente na serie "Ensin rastru" ("Without a Trace"), como la esposa de Anthony LaPaglia. Tamién ye una presencia habitual na esitosa serie de AMC (canal de televisión) "Mad Men", na que tien el papel de Mona Sterling, nesta coincide na repartida col so actual maríu, John Slattery.
En teatru, Balsam debutó en Broadway na obra de Neil Simon "Jake's Women" (1992), ganando'l "Theatre World Award" pola so interpretación.
En cine, la filmografía de Balsam inclúi "Mass Appeal", "Crawlspace", "Killer Instinct", "Little Manhattan", "All the King's Men", y "The Wackness". En 2011 rodó al pie del so home la producción independiente "Return".
Balsam tuvo casada col actor George Clooney ente 1989 y 1993.
En divorciándose de Clooney, casóse en 1998 con John Slattery, col que tien un fíu.
Gertrude Bambrick
Gertrude Bambrick (24 d'agostu de 1897 – 10 de xineru de 1974) foi una actriz estauxunidense de la dómina del cine mudu. 
Bambrick foi una actriz bien activa ente 1912 y 1916, actuando en casi 60 filmes.
Bambrick casóse en dos causes. El so primer matrimoniu foi col direutor cinematográficu Marshall Neilan, al que conoció na ciudá de Nueva York en 1914, mientres un rodaxe. En 1916, en casándose, l'actriz retirar de la interpretación, entá primero que la so carrera acabara de desapegar. Bambrick divorcióse de Neilan en 1921 n'afayando qu'el so home tenía una relación cola actriz Blanche Sweet. La pareya tuvo un fíu, Marshall Neilan Jr, que aportó a un montador d'ésitu. 
Bambrick nun volvió nunca a actuar. Finó en 1974 en Boynton Beach, Florida.
Gerry Bamman
Gerry Bamman (18 de setiembre de 1941) ye un actor d'Estaos Xuníos d'América, meyor conocíu pol so papel del Tíu Frank McCallister en "Home Alone" y "". 
Bamman nació n'Independece, Kansas, fíu de Mary y Harry W. Bamman. Bamman casó cola escritora y direutora Emily Mann, pero más llueu divorciáronse. Tienen un fíu xuntos llamáu Nicholas. Graduóse na St. Francis de Sales High School en Toledo, Ohio. 
Bamman interpretó a Michael J. Fox en "The Secret of My Success". Bamman apaeció como Stan Gillum en dellos episodios de "Law & Order". Bamman tamién apaeció nel primer episodiu de la temporada "The Blue Wall" interpretando al teniente Kennedy. Bamman tamién co-protagonizó "Runaway Jury'. 
Anne Bancroft
Anne Bancroft (El Bronx, Nueva York; 17 de setiembre de 1931 - Nueva York; 6 de xunu de 2005) foi una actriz de cine d'Estaos Xuníos ganadora del Premiu Óscar, del Globu d'Oru, del BAFTA, del Tony y del Emmy ente otros.
El so nome real yera "Anna Maria Louisa Italianu". Los sos padres yeren inmigrantes italianos. A los cuatro años Bancroft yá empezó a tomar clases d'interpretación y de baille. Estudió na Academia d'Arte Dramático en Manhattan.
Fixo'l so debú nel cine en 1952, añu nel que robló un contratu de seis años colos estudios Century Fox. Los papeles que tuvo qu'interpretar nun resultaron interesantes, polo que Bancroft foi a Nueva York p'actuar nel teatru siempres que-y yera posible. Actuó mientres cinco años nos escenarios con notable ésitu, y ganó dos premios Tony. ""The Miracle Worker", la última obra que representara nel teatru repitir nel cine, na película "El milagru d'Ana Sullivan", de Arthur Penn, pola que llogró un Óscar a la meyor actriz principal. Con esti ésitu convirtióse nuna estrella de Hollywood, que por fin podría demostrar el so talentu nel cine. 
Les siguientes películes tuvieron una acoyida estraordinaria, como "El graduáu" de Mike Nichols, nel que fixo'l papel de señora Robinson seduciendo a un mozu Dustin Hoffman.
Bancroft casar por primer vegada en 1953. Divorcióse cuatro años dempués. En 1964 casóse col direutor Mel Brooks, col que tuvo un fíu: Max Brooks.
Les obres interpretaes en Broadway inclúin:
George Bancroft (actor)
George Bancroft (30 de setiembre de 1882 – 2 d'ochobre de 1956) foi un actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu nes décades de 1920 y 1930.
Nacíu en Filadelfia, Pensilvania, nos sos primeros años foi marineru y, mientres taba embarcáu, aprovechaba pa interpretar obres teatrales. Llegó a graduase na Academia Naval de los Estaos Xuníos, pero dexó l'Armada pa faese comediante "blackface (actor cola cara pintada de negru)" actuando en revistes. 
Más palantre enfocóse al melodrama y a la comedia musical, y aportó a una de les principales estrelles del Hollywood de los años venti. El primer papel protagonista de Bancroft llegó con "The Poni Express" (1925), y al siguiente añu fixo un importante papel de repartu nun elencu qu'incluyía a Wallace Beery y Charles Farrell na épica película naval "Old Ironsides" (1926). Más palantre actuó dirixíu por Josef von Sternberg en "Underworld" (1927) y en "The Docks of New York" (1928). 
En 1929 foi nomáu al Óscar al meyor actor pola so actuación en "Thunderbolt", y esi mesmu añu, y xustu enantes del Crac del 29, fixo'l papel del títulu en "The Wolf of Wall Street". En 1930 actuó na producción de Paramount "Paramount on Parade" (1930), y en 1933 nel filme de Rowland Brown "Blood Money", condergáu pola censura pos s'envaloraba que podía afalar a los ciudadanos al crime. 
Aquellos que lu conocíen, como yera'l casu de Budd Schulberg, dicíen que Bancroft desenvolviera un gran ego. Nuna ocasión negaríase a cayer nuna escena na que se disparaba contra él un revólver, alegando que "solo "una" bala nun puede parar a Bancroft!" En 1934 pasó a ser actor de repartu, anque inda actuó en clásicos como "El secretu de vivir" (1936), "Ánxeles con cares puerques" (1938), "Each Dawn I Die" (1939), y "La dilixencia" (1939), anque en pequeños papeles.
En 1942 dexó Hollywood pa ser rancheru. George Bancroft finó en Santo Mónica (California) en 1956, y foi soterráu nel Campusantu Woodlawn Memorial de Santo Mónica.
Vaitiare Bandera
Vaitiaré Eugenia Hirshon (Tahití, Polinesia Francesa, ), conocida como Vaitiaré Bandera, ye una actriz de televisión.
Vaitiaré (en tahitianu, "Flor d'agua") ye d'ascendencia norteamericana, alemana y maorina. La so madre pertenez a la Casa Real de Makea, nes Islles Cook.
Dende 1993 hasta 1995 trabayó como voceru para Hispanoamérica de la Cerveza Miller, y tamién participó en diversos spots publicitarios.
Protagonizó la telenovela Aguyetes de Color de Rosa, emitida 45 países. Tuvo apaiciones ocasionales en series como Married with Children, Pacific Blue y Acapulco H.Y.A.T.. Nel añu 1998 tuvo un pequeñu papel na película O.S. Marshals, pero'l so papel más importante lléga-y cola serie de ciencia ficción Stargate SG-1 onde interpreta a Sha'uri/Sha're y Amonet.
Primeramente intentó consiguir esi mesmu papel de Sha'uri na película "Stargate" de 1994, pero naquella ocasión llograr l'actriz "Mili Avital". Tres el rodaxe de la película propunxo la serie de TV, basada na mesma película, y trar volver presentase al casting pol mesmu papel, finalmente llograr.
Tuvo casada col productor Peter Bandera, anque la so fama llegar tres el so novialgu col cantante Julio Iglesias.
Darréu conoció a Michael Shanks mientres la grabación del capítulu piloto de la serie Stargate SG-1. Un añu dempués tuvieron una neña, nacida a mediaos de 1998. Los personaxes de dambos, Daniel Jackson y Sha're, formaben tamién pareya na ficción. Mientres el so embaranzu, Vaitiare trabayó nel episodiu "Secrets" nel que la trama xiraba en redol al so embaranzu.
Tres la serie dexó d'actuar, y dedícase a delles empreses familiares de moda y diseñu: "KenTa designs", "Royal Hip" y "RoyalMocc".
En septiembre de 2004 volvió casase con Edgard Asars, diseñador de moda, con quien tuvo un nuevu fíu en 2004. Anguaño mora en Los Angeles, California.
Tallulah Bankhead
Tallulah Brockman Bankhead (Alabama, 31 de xineru de 1902 - Nueva York, 12 d'avientu de 1968) foi una actriz d'Estaos Xuníos de cine, televisión y que desenvolvió la mayor parte de la so carrera nel teatru.
Nació'l 31 de xineru de 1902 en Huntsville (Alabama) y pertenecía a una familia de políticos destacaos del partíu demócrata. El so padre foi'l Congresista William Brockman Bankhead, el so tíu John H. Bankhead II foi Senador, como yá lo fuera'l so güelu, John H. Bankhead I, y el so bisagüelu, Thomas Patterson Brockman; amás, el güelu, John Hollis Bankhead, enantes de Senador, foi un héroe local, unu de los veteranos del derrotáu exércitu confederáu. El pesu políticu de la so familia yera tal, qu'el so padre sería voceru del Congresu de Estaos Xuníos ente'l 4 de xunu de 1936 y el 16 de xunu de 1940, a pesar de que, daquella, la escandalosa vida de la so fía actriz nel visu de la so carrera yera conocida por tol país.
Tallulah educar nun colexu católicu anque'l so padre yera metodista y la so madre episcopaliana.
Tallulah empezó a actuar, con 15 años, na compañíes de teatru de Huntsville y contorna, con 16 años, ganó un concursu de guapura, lo que la animó a treslladase a Nueva York pa intentar trabayar en Broadway, ellí viviría con una tía.
En 1918 llegó-y el so primer oportunidá, intervieno na película "Who Loved Him Best?" de Dell Henderson. Esi añu rodó otros dos películes y otra más en 1919.
En 1920 ufiertáron-y un papel el filme "Dr. Jekyll and Mr. Hyde" ("Dr. Jekyll and Mr. Hyde") dirixida por John S. Robertson.
Como finalmente tampoco llogró llanzar la so carrera en Broadway, Tallulah, en 1923, decidió probar suerte en Londres.
En Londres consiguió'l so propósitu y algamó gran celebridá, poniendo n'escena obres de teatru como "Fallen Angels" (1925), de Noël Coward. Esto fixo que, en 1927, la compañía Paramount Pictures contratar. Los sos dos primeres películes fueron "Woman's Law" de Dallas M. Fitzgerald 1927 y "His House in Order" de Randle Ayrton 1928.
La so siguiente película foi "Honor mancillado" de George Cukor 1931, la película tuvo cierta repercusión, pero, la crítica sobre la interpretación de Tallulah tenía opiniones desemeyaes. Esi mesmu añu rodó tamién "Redimida" ("My Ensin") y "El fraude" ("The Cheat") dambes de George Abbott.
Nos años '30, yera tal la so fama qu'una ciudá de Luisiana foi rebautizada col so nome de pila (esto ye, pasó a llamase Tallulah), dempués de que l'actriz pasara una nueche ellí.
Habría qu'esperar 11 años (hasta 1944), por que la actriz volviera a la gran pantalla, anque l'añu anterior, yá aportara a apaecer nun pequeñu cameo en "Tres díes d'amor y de fe" ("Stage Door Canteen") de Frank Borzage. Esi añu rodó "Náufragos" ("Lifeboat") empobinada po Alfred Hitchcock, quien siempres cuntaba l'anécdota de que l'actriz provocó numberosos problemes mientres el rodaxe al trabayar ensin ropa interior; por esti papel Tallulah recibió'l premiu NYFCC que concede'l Círculu de Críticos de Cine de Nueva York.
En 1945 rodó "La zarina" ("A royal scandal"). Dempués, nuevamente volvió a Broadway y nun tornó al cine hasta diez años dempués. Nesti llargu intervalu, amás de papeles teatrales, tamién intervieno en delles series televisives interpretando papeles puntuales. Depués, ente 1950 y 1952, foi la conductora del programa radiofónicu de la NBC Radio "The Big Show".
En 1965 protagonizó "Fanatic" de Silvio Narizzano, que sería'l so últimu papel cinematográficu; sicasí, un añu dempués pondría la so voz a unu de los personaxes de la película d'animación "Suañando despiertu" o "El soñador aventureru" ("The Daydreamer") de Jules Bass.
Tallulah nun foi convencional. Foi una típica muyer de los años '20 qu'esperimentó cola so sexualidá y al ser bisexual dirixió'l so amor escontra homes y muyeres indistintamente. En 1937, casóse con John Emery de quien se divorciaría en 1941.
La vida de Tallulah Bankhead tuvo llarada d'escándalos, pero ella nunca amosó reconcomiu, ello ye que dixo: "Si volviera nacer cometería los mesmos fallos, namái qu'antes"."
Tallulah nun despintaba los sos vicios, ello ye que recordar por frases como:
Tallulah Bankhead morrió de resultes d'una neumonía en Nueva York el 12 d'avientu de 1968.
Elizabeth Banks
Elizabeth Irene Mitchell (Pittsfield, Massachusetts, 10 de febreru de 1974), más conocida como Elizabeth Banks, ye una actriz, direutora y Productor de cine productora estauxunidense. Fixo'l so debú en 1998 como Vicki nel filme "Surrender Dorothy". Destácase principalmente polos sos papeles en "Scrubs", "What to expect when you are expecting", "The 40-Year-Old Virgin", "W," "Spider-Man", "Pitch Perfect" y "Los xuegos de la fame".
Banks nació en Pittsfield, Massachusetts, como la mayor de los cuatro fíos de Ann y Mark Mitchell. El so padre yera obreru nuna fábrica de Xeneral Electric y la so madre, hasta apocayá tiempu, trabayó nun bancu. Cuando yera neña, participó nel programa de xuegos de Nickelodeon "Finders Keepers". Graduóse na Escuela Secundaria Pittsfield en 1992 y ye una graduada cum laude de la Universidá de Pensilvania, onde yera integrante de la fraternidá femenina Delta Delta Delta. Foi la primera na so familia en llograr un títulu universitariu. En 1998, completó los sos estudios nel American Conservatory Theater.
Banks camudó'l so nome pa evitar tracamundiu cola actriz Elizabeth Mitchell. Debutó como actriz na película independiente "Surrender Dorothy" como Elizabeth Casey. Banks ye reconocida polos sos papeles en "Seabiscuit", "Heights", les películes de "Spiderman" (onde interpreta a Betty Brant), y la comedia de cultu "Wet Hot American Summer". Rápido empezó a adquirir fama por películes como "The 40-Year-Old Virgin" y "Slither". Tamién interpretó a la novia de Mark Wahlberg na película de 2006 "Invincible".
En mayu de 2006, apaeció nel últimu episodiu de la quinta temporada de la serie de la NBC "Scrubs" como la Dra. Kim Briggs, la novia de J.D. (Zach Braff). El personaxe apaeció recurrentemente mientres la sesta y la séptima temporada.
En 2005, tamién apaeció na serie "Stella", yá que ye amiga d'el ceadores y los protagonistes de la serie. En 2007, Banks interpretó'l papel protagonista femenín na comedia "Meet Bill", xuntu a Aaron Eckhart y Jessica Alba. Banks tamién tuvo un papel menor na comedia navidiega de 2007 "Fred Claus", co-protagonizada por Vince Vaughn y Paul Giamatti, y actuó na comedia de 2008 "Definitely, Maybe" xuntu a Isla Fisher y Ryan Reynolds.
Banks protagonizó con Seth Rogen la comedia de Kevin Smith "Zack and Miri make a porno", que foi estrenada n'ochobre de 2008. Apaeció nel thriller "The Uninvited", y tamién como l'antigua Primer Dama d'Estaos Xuníos Laura Bush na película de Oliver Stone sobre la vida de George W. Bush, "W".
Banks ye una co-protagonista frecuente del actor Paul Rudd, y dambos apaecieron en cuatro películes xuntos hasta la fecha ("Wet Hot American Summer", "The Baxter", "The 40 Year Old Virgin", y "Role Models").
Nel añu 2012 actuó na adaptación al cine de Los Xuegos de la Fame, interpretando a Effie Trinket. Darréu, repitió esti papel nes sos remortines "" (2013), "" (2014) y "" (2015).
El 5 de xunetu de 2003, Banks casóse con Max Handelman, quien fuera'l so noviu dende la universidá. Convertir al xudaísmu depués de casase con él. Tienen dos fíos, Felix (2011) y Magnus (2012).
Jonathan Banks
Jonathan Ray Banks (Washington, D. C., 31 de xineru de 1947) ye un actor d'Estaos Xuníos de películes y series de televisión, más conocíu por interpretar al personaxe Mike Ehrmantraut nes series de televisión "Breaking Bad" (2008-2013) y "Better Call Saul" (2015 -). A lo llargo de los años apaeció como estrella convidada en series como "Alies", "CSI", "Castle", "Day Break", "Highlander: The Series", "Matlock", "SeaQuest DSV", "Star Trek: Deep Space Nine", "Women of the House", "Walker Texas Ranger", "Dexter", "ER", "Cold Case", "Shark", "Modern Family", "CSI: Miami", "Lie to me" y "Two and a Half Men".
A la fin de la segunda temporada de "Breaking Bad" interpretó'l personaxe de Mike Ehrmantraut, un «arreglador de problemes». Nes temporaes tercer, cuarta y quinta, Banks pasó a formar parte de la repartida principal.
Monty Banks
Montague (Monty) Banks (15 de xunetu de 1897 – 7 de xineru de 1950) foi un actor y direutor cinematográficu d'orixe italianu, activu en Hollywood y nel Reinu Xuníu principalmente na dómina del cine mudu. Tamién conocíu como Montague Banks, Mario Bianchi, o William Montague, tenía doble ciudadanía, estaunidense-italiana.
El so verdaderu nome yera Mario Bianchi, y nació en Cesena, Italia, nel senu d'una familia humilde. Los sos padres, Leopoldo Bianchi y Giacinta Pieri, trabayaren nuna posada y nun negociu de verdulería. En 1914, Bianchi emigró a los Estaos Xuníos, onde empecipió la so carrera artística como baillarín. Descubiertu pol productor Mack Sennett, empezó a trabayar como actor cómicu, debutando en 1916 con "Cold Hearts and Hot Flames", un curtiu de John G. Blystone. En 1918 trabayaba en Hollywood cola compañía de Roscoe Arbuckle, participando en más de 35 curtios cómicos rodaos a principios de los años 1920, y dempués en llargumetraxes d'acción y humor como "Play Safe" (1927). Dedicáu tamién a la producción, en 1922 dirixía una compañía propia, "Monty Banks Productions Inc.", que rodó "Six A.M.", de Ben F. Wilson.
Darréu dirixió ya interpretó numberoses cintes, ente elles "Racing Luck" (1924) y "Keep Smiling" (1925), amás d'escribir guiones de delles producciones. Una d'elles, "Play Safe", qu'interpretó so la dirección de Joseph Henabery en 1927, dio-y la fama como autor.
Cola llegada del cine sonoru, el fuerte acentu italianu de Banks obligó-y a abandonar progresivamente la so carrera d'actor pa dedicase a trabayar como guionista y direutor. Asina, foi direutor de Stan Lloréu y Oliver Hardy nel filme "Great Guns", utilizando'l nome artísticu de "Montague Banks". En 1929 viaxó al Reinu Xuníu, onde trabayó como actor y direutor, rodando "Adam's Apple" (1928), "Atlantic" (1929), el so mayor ésitu como actor, "The Compulsory Husband" (1930), "The Wife's Family" (1932) y "You Made Me Love You" (1934). La so última actuación tuvo llugar en 1945 en "A Bell for Adano", de Henry King.
Banks tuvo casáu cola actriz Gladys Frazin. El matrimoniu nun foi feliz, y ellos divorciáronse'l 29 d'abril de 1932. Ella suicidóse en marzu de 1939. En 1935 Banks conoció a la cantante y actriz Gracie Fields, cola que se casó en marzu de 1940, y qu'actuó en delles de les películes empobinaes por él. Como italianu, sería consideráu un 'estranxeru enemigu' nel Reinu Xuníu mientres la Segunda Guerra Mundial. Por ello, él y Fields dexaron el país pa dir a Canadá y dempués a Estaos Xuníos, naquel momentu un país neutral, evitando asina'l so internamientu. L'Internamientu de los Italianos tamién tuvo llugar n'Estaos Xuníos en 1941 y 1942, viéndose afectaos miles d'italianos, pero la midida finalmente foise relaxando.
Monty Banks caltuvo la doble ciudadanía, estaunidense ya italiana. Finó nun tren nes cercaníes d'Arona, Italia, por causa de un infartu agudu de miocardiu. Tenía 52 años d'edá.Foi soterráu na Ilesia de Santu Stefano, en Bolonia.
John Banner
John Banner (28 de xineru de 1910 — 28 de xineru de 1973) foi un actor cinematográfico y televisivo estaunidense d'orixe austriacu, conocíu principalmente pola so actuación como'l Sarxentu Schultz na sitcom "Hogan's Heroes" (1965–1971). 
El so verdaderu nome yera Johann Banner, y nació en Viena, Imperiu austrohúngaru, nel senu d'una familia d'orixe xudíu. Estudió pa consiguir el títulu Juris Doctor, pero finalmente decidió ser actor. En 1938, cuando actuaba en Suiza, Adolf Hitler anexionó Austria a la Alemaña nazi. Por causa de ello Banner emigró a Estaos Xuníos, onde rápido aprendió inglés. Darréu empezó a actuar en producciones de Hollywood, usualmente interpretando, irónicamente, a soldaos nazis.
Los llargumetraxes nos qu'intervieno suman un total de más de cuarenta títulos. En 1943 foi un axente de la "Gestapo" nel filme de 20th Century Fox "Chetniks! The Fighting Guerrilles". Los papeles que llevaba a cabu nun yeren del so presto, pos los miembros de la so familia que se quedaron en Viena perecieron en campos de concentración nazis, pero yeren les úniques ufiertes d'empléu que recibía.
Banner trabayó en más de 70 ocasiones pa la televisión ente 1950 y 1970. Ente los programes nos qu'actuó destaquen "Mister Ed", "The Lucy Show", "Perry Mason", "The Partridge Family", "Los Intocables" (episodiu "Takeover", 1962) "Viaxe al fondu del mar" (episodiu "Hot Line", 1964) Y "L'axente de CIPOL" (entrega "The Neptune Affair", 1964).
En 1954 trabayó regularmente como Bavarro na serie infantil "Rocky Jones, Space Ranger". Dos años más tarde foi un conductor de tren nuna entrega de "Alfred Hitchcock Presents", trabayando al pie del so futuru compañeru en "Hogan's Heroes" Werner Klemperer. Banner tamién tuvo un pequeñu papel nun episodiu de "Aventures de Superman", y encarnó a personaxes nazis nos filmes "Operation Eichmann" (1961, como Rudolf Höss) y "Hitler" (1962, como Gregor Strasser).
Tres la cancelación de "Hogan's Heroes" en 1971, Banner foi l'ineptu gángster Tíu Latzi nuna sitcom de curtia trayectoria, "The Chicago Teddy Bears".
La so última actuación tuvo llugar el 7 de marzu de 1972 nun episodiu de "The Partridge Family". Dempués retiróse y foise a vivir al so Viena natal.
Menos d'un añu dempués John Banner finó en Viena por causa de una hemorraxa abdominal, nel día del so 63 cumpleaños. Foi soterráu nel Campusantu de Mauer, na actual Viena.
Harry Bannister
Harry Bannister (29 de setiembre de 1889 – 26 de febreru de 1961) foi un actor teatral, cinematográficu y televisivu, amás de productor y direutor teatral, de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en Holland, Michigan, Bannister empezó a actuar nel cine y nel ambiente teatral del circuitu de Broadway na década de 1920. Casóse cola actriz Ann Harding en 1926, y actuó con ella en dos filmes, "Her Private Affair" (1929) y "The Girl of the Golden West" (1930). La pareya divorcióse en 1932.
Bannister fundó'l American Music Hall Theatre Group na ciudá de Nueva York. La so primer producción, un melodrama tituláu "The Drunkard", tuvo 277 representaciones. Na década de 1950 actuó regularmente en Broadway, actuando, ente otres obres, en "Affairs of State", con Celeste Holm, y en "Love Me Long", con Shirley Booth.
Pa la televisión, Bannister foi unu de los padres na serie televisiva de 1953, basada na obra escrita por Howard Lindsay y Russel Crouse, "Life with Father".
Harry Bannister finó en 1961 en Manhattan, Nueva York. Tenía 72 años d'edá.
Jim Bannon
Jim Bannon (9 d'abril de 1911 – 28 de xunetu de 1984) foi un actor estaunidense. 
Nacíu en Kansas City (Misuri), trabayó na radio y en Hollywood, rodando westerns nes décades de 1940 y 1950. Destacó pola so interpretación del personaxe Red Ryder en delles películes ente 1949 y 1950. Del so filmografía cabo reseñar el filme "The Man from Coloriáu" (1948). 
Amás, Jim Bannon interpretó al tíu de Ricky na serie televisiva "The Adventures of Champion", emitida en 1955 y 1956.
Jim Bannon foi'l primer maríu de l'actriz Bea Benaderet. Tuvieron dos fíos, y unu d'ellos, Jack Bannon, foi un actor que trabayó de manera regular na serie televisiva "Lou Grant", interpretada por Edward Asner. El matrimoniu divorcióse en 1950. Darréu casóse con Barbara Cork, de la que se divorció en 1981.
Escribió una autobiografía titulada ""The Son that rose in the West"".
Amanda Banoub
Amanda Banoub (4 de payares de 1986, Los Angeles, California), ye una actriz exipcia d'Estaos Xuníos. La so madre y el so padre nacieron y crecieron n'El Cairu, Exiptu.
En mayu de 2009, Banoub apaeció nuna estensión de cuatro páxines pa la revista "Nox Magacín".
Posó como la Princesa Jasmín nel proyectu fotografico de Dina Goldstein "Fallen Princesses".
Theda Bara
Theodosia Burr Goodman (Cincinnati, 29 de xunetu de 1885 - Los Angeles, 7 d'abril de 1955), conocida artísticamente sol seudónimu de Theda Bara; foi una actriz d'Estaos Xuníos.
Nació a mediaos de la década de 1880 nuna familia de clase media baxa d'inmigrantes que vivíen nel barriu xudíu de Avondale, en Cincinnati. Bernard Goodman (1853-?), el padre, yera un comerciante xudíu procedente de Polonia, y la so madre, Pauline DeCoppett (1861-?) una suiza. Tenía dos hermanes (una d'elles, Lori, en realidá llamada Esther, llegó a faer pequeños guiones en delles películes).
Dende mozu, "Theo" amosó un gran enclín a les artes escéniques, hasta'l puntu que, n'acabando los sos estudios decidió atopar trabayu nel mundu del espectáculu en tiñiéndose el pelo, originariamente rubiu, de negru. Nun tuvo demasiao ésitu de primeres, encasillándose a principios de sieglu en pequeñes obres de teatru ambulantes. Una vegada en Los Angeles, en 1914, empezó a trabayar como extra (la primer película foi "The Stain", estrenada en 1915) hasta que llegó la so gran oportunidá.
Ésta llevaba'l nome de "A fool there was" y taba dirixida por Frank Powell. Anque Theda yá taba considerada como vieya pa protagonizar un papel (tenía treinta años, nuna dómina na que nun se concebía una protagonista mayor de venticinco), la so especial personalidá fixo qu'el productores afitar nella y la "crearen" : "Theo" convertir na primer estrella prefabricada por unos estudios cinematográficos, qu'esplotaron la so imaxe de "vamp" y camudáron-y el nome a Theda Bara, anagrama de "Arab Death" ("muerte árabe"). Pal gran públicu, Theda naciera en 1890 fía d'una concubina exipcia y el so amante, un artista francés, en plenu Sahara, ya inclusive conocía misteriosos rituales máxicos orientales. Foi tou un ésitu.
1915 dio llugar a seis películes más protagonizaes por Theda, que remató l'añu con una de les sos obres más famoses, "Carmen", pero, ensin dulda, la película que la catapultaría a la fama absoluta sería Cleopatra de J. Gordon Edwards en 1917, una de les primeres adaptaciones de la vida de la reina d'Exiptu.
En 1919, en rematando'l rodaxe de "The lure of ambition", Theda foi despidida pola productora que la creara, la Fox. La moda de les vamps rematara pa dar pasu a les allegres "flappers". Dos años dempués, en 1921, y tres el so matrimoniu con Charles Brabin, Theda retiróse, anque collaboró nel rodaxe de "Madame Mystery" en 1926, poniendo entós el puntu final definitivu a la so carrera, que se fixo efectivu cuando, na década de 1930, fracasaron tolos sos intentos pa volver al teatru y, na de 1950, de crear una biopic cola so vida. La razón del so retiru foi que Brabin nun deseyaba qu'ella actuara; n'efectu, toles sos collaboraciones en películes dende'l so matrimoniu facer ensin el consentimientu del so maríu, mientres ésti topábase nel estranxeru.
A la edá de 69 años, Theda finó nun hospital de Los Angeles por causa de un cáncer abdominal.
Christine Baranski
Christine Jane Baranski (Buffalo, Nueva York; 2 de mayu de 1952) ye una actriz d'Estaos Xuníos.
Baranski nació en Buffalo (Nueva York), fía de Virginia y Lucien Baranski, un editor d'un periódicu escritu en polacu. Baranski ye d'ascendencia polaca y los sos güelos yeren actores de teatru en Polonia. Asistió a la "Villa Maria Academy" y darréu estudió na Academia Juilliard. Baranski tuvo casada col actor Matthew Cowles dende 1983 hasta 2014, cuando él morrió. La pareya tuvo dos fíos.
Baranski realizó'l so debú fora de Broadway en "Coming Attractions " en Playwrights Horizons en 1980 y apaeció en delles producciones fora de Broadway nel Manhattan Theatre Club depués d'apaecer en "Sally and Marsha" en 1982.
Baranski debutó en Broadway na obra "Hide and Seek" en 1980. La so segunda actuación en Broadway en "The Real Thing" de Tom Stoppard valió-y el Premiu Tony a la meyor actriz principal nuna obra de teatru en 1984. Otros de los sos trabayos en Broadway inclúin "Hurlyburly", "The House of Blue Leaves", "Rumors", "Regrets Only", "Nick & Nora" y "Follies".
Baranski actuó en dos obres nel Centro John F. Kennedy pa les Artes Escéniques en Washington D. C. En 2002 interpretó a Mrs. Lovett en " " y en 2006 interpretó a Mame na obra "Mame".
Na so primer actuación en Broadway dende 1991, Baranski interpretó a Berthe nel reestreno de 2008 de "Boeing-Boeing".
Baranski ganó dos Premios Tony y dos Premiu Drama Desk.
Baranski interpretó a Maryanne Thorpe nel sitcom de CBS "Cybill" ente 1995 y 1998, actuación que-y valió un premio Emmy a la meyor actriz de repartu nuna serie de comedia. Mientres esti periodu, tamién foi anfitriona en "Saturday Night Live". Tamién tuvo un rol en "Now and Again" como la voz de Ruth, un personaxe que nunca apaeció na pantalla. Darréu apaeció na serie "Welcome to New York" y nel sitcom de NBC "Happy Family". Tamién actuó nun episodiu de 1970 de la serie "La tribu de los Brady". 
En 2005, Baranski actuó xuntu con Bernadette Peters nun episodiu piloto pa una serie d'ABC, "Adopted". Sicasí, la compañía refugó la serie. Baranski tamién interpretó a Faith Clancy en "Ghost Whisperer". En 2009, participó nun episodiu de "The Big Bang Theory" como la madre de Leonard Hofstadter, remaneciendo n'otru episodiu de la temporada siguiente, rol pol que foi nomada al premio Emmy a la meyor actriz convidada nuna serie de comedia. Nesi mesmu añu empezó a actuar na serie televisiva "The Good Wife" nel papel de Diane Lockhart, una socia del estudiu xurídicu onde trabaya'l personaxe principal de la serie, Alicia Florrick, pol cual foi nomindada al Primetime Emmy a la meyor actriz de repartu - Serie dramática en cuatro causes.
Baranski actuó en películes como "Llegal Eagles", "Addams Family Values", "Chicago", "El Grinch", "Bulworth", "Bowfinger", "The birdcage", "Cruel Intentions", "Falling for Grace" y "Mamma Mia!".
Ellen Barkin
Ellen Barkin (n. barriu del Bronx, Nueva York; 16 d'abril de 1954) ye una actriz estauxunidense.
El nome completu de l'actriz ye "Ellen Rona Barkin". El so padre yera vendedor de productos químicos y la so madre alministradora d'un hospital. A partir de los 12 años foi a un prestixosu colexu en Nueva York, nel que s'enseñaba interpretación. Darréu estudió hestoria antigua y artes dramátiques na universidá. Tamién asistió a seminarios d'actuación nel famosu Actor's Studio. 
Barkin fixo'l so debú d'interpretación a los 26 años d'edá nuna producción teatral de Nueva York. Actuó en dos obres más hasta que surdió la so oportunidá nel cine al se-y ufiertáu en 1982 el papel d'esposa cabileña na película "Diner" de Barry Levinson. Al añu siguiente yá fixo delles películes, la primera como fía de Robert Duvall en "Tender Mercies". A midida que convirtióse nuna actriz consagrada, Barkin intentó escoyer curioso los sos papeles nes películes. D'esta forma intervieno en films protagonizaos por actores famosos, como Jack Nicholson o Al Pacino y que tuvieron un considerable ésitu de públicu.
Cuando se casó col so primer home, Barkin tuvo que retirase mientres dalgún tiempu del cine pa tener los sos fíos. Esti alloñamientu perxudicar na so carrera, y Barkin tardó dalgún tiempu en volver consiguir papeles fayadizos. Por cuenta de la so cara peculiar y a la so boca daqué torcida, Barkin nun ye considerada una actriz guapa nin una estrella de cine nel sentíu tradicional. Sicasí, tien una considerable facilidá pa la interpretación que-y dexa desendolcar se con gran naturalidá. Tamién emana una fuerte sensualidá que la convierte nuna muyer d'un curiosu especial.
Amás del cine, Barkin intervieno en numberoses películes y miniseries de televisión, mediu nel que se desendolca cola mesma facilidá que nel cine. 
Barkin casóse en 1988 col conocíu actor Gabriel Byrne, con quien tuvo dos fíos. El matrimoniu rompió cinco años más tarde. Nel añu 2000 Barkin casóse nuevamente, esta vegada col propietariu de Revlon, la compañía de perfumería.
Tender Mercies. (1983). De Bruce Beresford
Joanna Barnes
Joanna Barnes (Boston, Massachusetts, Estaos Xuníos, 15 de payares de 1934) ye una actriz d'Estaos Xuníos, diose a reconocer poles sos participaciones nel cine de la década 60 y 50
Casóse 3 vegaes: En 1955 con Richard Edward Herndon y divorciáronse unos años dempués. Col tamién actor Lawrence Dobkin en 1961 y divorciáronse en 1967 y con Jack Lionel Warner en 1980 y en 2012 el finó y quedó siendo viuda.
Anita Barone
Anita Louise Barone (nacida'l 25 de setiembre de 1964) ye una actriz d'Estaos Xuníos. Ye conocida polos sos papeles nes sitcoms "The Jeff Foxworthy Show, Daddio" y "The War at Home".
Barone nació en St. Louis, Missouri. Llogró'l so BFA de la Universidá de Detroit, siguíu por un MFA de la Universidá Wayne State.
Barone apaeció na cuarta temporada de "Seinfeld", "The Shoes", como Gail Cunningham, un chef que quería los zapatos de Elaine. A principios de 1990, foi un miembru regular de "Carol and Company" cola actriz Carol Burnett. Barone tamién interpretó a Carol Willick, la ex-esposa de Ross, na primer apaición del personaxe en "Friends" pero dexó'l programa pa escorrer un papel de tiempu más completu. Protagonizó "The Jeff Foxworthy Show" pa la primer temporada, y "The War at Home". En 2000, Barone tamién protagonizó la "sitcom" "Daddio".
Los otros creitos de Barone en televisión inclúin "Curb Your Enthusiasm, Quantum Leap, Empty Nest, Chicago Hope, Castle, Do Not Disturb, Ally McBeal, Caroline in the City, Party of Five" y "The Larry Snaders Show".
En 2003, foi la receptora de Methodfest 2005 como meyor actriz de repartu pol so trabayu nel llargumetraxe, "One Last Ride".
En 2011, Barone empezó'l so papel recurrente nel "sitcom" de Disney Channel "Shake It Up" como Oficial Xeorxa Jones, la madre del personaxe de Bella Thorne, CeCe Jones y de Davis Cleveland, Flynn Jones
Roseanne Barr
Roseanne Cherie Barr (n. Salt Lake City, Utah; 3 de payares de 1952) ye una comediante, actriz, productora executiva, escritora y política d'Estaos Xuníos.
Barr empecipió la so trayectoria profesional realizando monólogos risibles en clubes y cafeteríes, enantes de saltar a la fama gracies a el so papel protagonista na comedia de situación "Roseanne". La serie emitir ente 1988 y 1997, mientres un total de nueve temporaes. Pol so trabayu na mesma recibió dellos premios y reconocencies, ente ellos un premiu Emmy y un Globu d'Oru a la meyor actriz de comedia. 
Tres la cancelación de la serie, presentó'l programa d'entrevistes "The Roseanne Show", que se caltuvo en pantalla dende 1998 a 2000. Darréu, presentó'l programa de cocina "Domestic Goddess" (2003) y el reality show "The Real Roseanne Show" (2003). En 2005 volvió realizar una xira de monólogos, y más tarde foi protagonista d'otru reality show, "Roseanne's Nuts", alrodiu de la so vida en Hawaii. 
A principios de 2012, Barr anunció la so candidatura a presidir el Partíu Verde de los Estaos Xuníos. Barr perdió frente a Jill Stein, polo que finalmente se presentó como candidata políticu pol Partíu Paz y Llibertá.
Nacida nel senu d'una familia de refuxaos xudíos, tratar d'una de les personalidaes más conocíes de la televisión en Estaos Xuníos. 
Mientres lluchaba por instalar se en Coloráu, Barr atopó trabayu como comediante en vivu en clubes nocherniegos y cafeteríes, y eventualmente pidiéronlu que fixera monólogos risibles nel club The Comedy Store, asitiáu en Los Ánxeles. Poco dempués, foi convidada a actuar nel programa "The Tonight Show" pol productor Jim McCawley pa la so primer apaición en 1985. Al añu siguiente presentar en "Llate Show with David Letterman" y grabó el so primer programa especial pa la cadena HBO, tituláu "The Roseanne Barr Show", pol que ganó un premiu American Comedy por Meyor comediante femenina». Cabo añedir que nel so númberu risible popularizó'l términu «diosa doméstica», la forma en que se refería a les ames de casa. Antes de consiguir la so propia comedia de situación, ufiertóse-y desempeñar el papel de Peg Bundy na serie televisiva "Married with Children", a lo que nun aportó. 
En 1987, Marcy Carsey y Tom Werner, productores de la serie de televisión "The Cosby Show" (1984-1990), propunxéronse producir una nueva comedia centrada nuna familia de clase obrera. Ye asina que contrataron al guionista Matt Williams y a Barr pa interpretar el papel protagonista. La comedia, titulada "Roseanne", debutó'l 18 d'ochobre de 1988 y foi siguida por más de 20 millones d'espectadores, convirtiéndose nel episodiu más vistu d'una serie nel so debú esi añu.
La so mayor popularidá deber a la serie "Roseanne", que protagonizó ente 1988 y 1997, y na qu'encarnaba a una ama de casa de clase humilde que tien de sacar alantre'l so llar y a los sos trés conflictivos fíos cola ayuda del so home (interpretáu por John Goodman) y la so hermana. 
Mientres el tiempu d'emisión d'esta "sitcom", Barr fixo delles incursiones na gran pantalla, destacando "Vida y amores d'una diablesa" (1989) xuntu a Meryl Streep o "Mira quien fala tamién" (1990), emprestando la so voz a un ñácaru.
En 1991, emprestó la so voz pal personaxe de Julie, una pequeña ñácaru, na famosa película de comedia "Look Who's Talking Too". El filme foi un ésitu comercial, pero recibió reseñes negatives. Tamién participó en tres emisiones del programa "Saturday Nigth Live", ente los años 1991 y 1994. Publicó'l so segundu llibru en 1994, que titulóse "My Lives". Nesi mesmu añu, Barr foi la presentadora de la entrega de los premios MTV Video Music. Convirtióse asina na primer muyer humorista en presentar la gala. Depués realizó más presentaciones como convidáu nes series de televisión "3rd Rock from the Sun" y "The Nanny".
Depués cancelación de la so comedia de televisión, Barr desempeñó'l papel de la Bruxa del Oste nel musical "The Wizard of Oz" nel Madison Square Garden en 1998. Nesi mesmu añu estrenó'l so talk-show, llamáu "The Roseanne Show", que emitióse mientres dos temporaes hasta ser retiráu de la programación nel 2000 por un descensu nes audiencies. Tres un curtiu periodu de relativa inactividá, volvió a la televisión nel branu de 2003 pa presentar un programa de cocina llamáu "Domestic Goddes" y protagonizar el reality show "The Real Roseanne Show", que amosaba'l detrás d'escena del anterior. Sicasí, dambos proyectos remataron a la brevedá por cuenta de los problemes de salú de Barr. Yá recuperada, en 2004 púnxo-y el so voz a unu de los personaxes principales de la película animada "Home on the Range".
En 2005, Barr percorrió los Estaos Xuníos realizando'l so númberu risible. En febreru de 2006, foi convidada pa participar d'un festival de comedia celebráu na ciudá Leicester, Midlands del Este, Inglaterra, a lo qu'ella aportó. Ésta significó la so primer presentación nel continente européu. Tamién participó nun especial de la cadena HBO llamáu "Roseanne Barr: Blonde N Bitchin' " y realizó una apaición como convidada nun episodiu de la serie de televisión de NBC "My Name Is Earl". Al añu siguiente, fungió como presentadora del programa televisivu "The Search for the Funniest Mom in America", producíu pola cadena Nickelodeon. En total, participó en seis emisiones tresmitíes en 2007.
Barr volvió realizar monólogos risibles a empiezos de 2008 nel hotel y casín Sahara en Les Vegues Strip. Depués, incursionó nel mediu radial. De 2009 a 2010 presentó un programa radial onde moderaba alderiques políticos na estación KPFK y dende 2008 copresenta al pie de la so pareya sentimental Johnny Argent el programa "The Roseanne and Johnny Show", pero esti n'otra estación, KPFK. A empiezos de 2009 díxose que retornaría a la televisión con una nueva comedia de situación, onde'l so personaxe sería'l d'una ama de casa. Sicasí, el proyectu finalmente nun se materializó.
El 4 de xineru de 2011, Barr llanzó'l so tercer llibru, llamáu "Roseannearchy: Dispatches from the Nut Farm". A mediaos del mesmu añu, retornó a la televisión con un nuevu reality-show de la cadena Lifetime, en que'l cual amosaba como yera la so vida cotidiana y la convivencia que tenía col so noviu, Johnny Argent, y el so fíu Jake nuna granxa en Big Island, Hawaii. El programa, tituláu "Roseanne's Nuts", recibió crítiques mistes y foi retiráu de la programación en emitiéndose los 13 episodios producíos pertenecientes a'l so primera y única temporada.
N'agostu de 2011, Barr fixo públicos los preparativos pa la so vuelta al mediu televisivu con una nueva comedia de situación, titulada "Downwardly Mobile" y producida por 20th Century Fox Television.
Jacinda Barrett
Jacinda Barrett (n. 2 d'agostu de 1972; Brisbane, Queensland, Australia) ye una modelu y actriz australiana de cine y televisión. Participó en películes como "Ladder 49" (2004), "Poseidon" (2006), "The Last Kiss" (2006) o "School for Scoundrels" (2006).
Ye fía d'un bomberu, nació en Brisbane, Australia. Empezó la so carrera como modelu a la edá de diecisiete años, trabayando en Europa. 
El 6 d'agostu de 2010 Jacinda anunció nel show de Craig Ferguson que consiguiera la ciudadanía americana. Ganó'l "Dolly Covergirl Contest" n'Australia en 1988, mientres allegaba a la "Kenmore State High School". 
Tuvo comprometida col comediante Chris Hardwick. 
El 29 d'avientu del 2004 casóse col actor y modelu Gabriel Match; la pareya tuvo a la so primer fía Satine Anais Geraldine Macht, el 27 d'agostu de 2007 en Los Angeles, Estaos Xuníos.
Consiguió'l so primer papel en 1995 con "" y darréu decidió tomar clases d'interpretación na "British American Drama Academy" en Oxford, Reinu Xuníu.
La so trayectoria como actriz empezó con pequeñes participaciones en series de televisión como "", onde interpretó a Medea nel capítulu tituláu "Medea Culpa" en 1998. 
Tres otres apaiciones en televisión el so primer papel nel cine llegó de la mano de la cinta de terror "" (2000), na que tuvo qu'esaniciar el so acentu australianu. En 2003 trabayó con Anthony Hopkins y Nicole Kidman nel drama "The Human Stain", basáu na novela, de títulu homónimu, escrita por Philip Roth. Encarnó a la esposa de Joaquin Phoenix en "Ladder 49" (2004); Barrett declaró que sentía qu'ésta película yera como la so vida real, cuidao que el so padre yera un bomberu con treinta y tres años d'esperiencia. En 2004 tamién apaeció, como Rebecca, en "".
En 2006 formó parte d'un repartu qu'incluyía nomes como'l de Kurt Russell, Josh Lucas o Emmy Rossum en "Poseidon", remake de la película de 1972. La cinta sumó 181 millones de dólares internacionalmente, convirtiéndose na producción más esitosa de la so filmografía. Esi mesmu añu tamién apaeció nes películes "The Last Kiss" y la comedia "School for Scoundrels", xuntu a Billy Bob Thornton. 
En "New York, I Love You" (2010) interpretó a Maggie, nel segmentu del filme empobináu por Natalie Portman.
Majel Barrett
Majel Barrett o "Majel Barrett Roddenberry", nació como "Majel Leigh Hudec" el 23 de febreru de 1932 y finó el 18 d'avientu de 2008. Foi una actriz y Productor de cine productora d'Estaos Xuníos. Tuvo casada col ceador de Star Trek, Gene Roddenberry.
Como resultáu del so matrimoniu con Gene Roddenberry y la so continua relación con Star Trek, participó en cada serie, como primer oficial nel , enfermera en , madre de Deanna Troi en y embaxadora en , según la voz de los ordenadores de les distintes naves de la saga y nes películes, incluyendo Star Trek XI, completada dos selmanes enantes del so fallecimientu. Dalgunos refiérense a ella como "la primer dama de Star Trek". Ella y Gene Roddenberry casóse en Xapón el 6 d'agostu de 1969, tres la cancelación de .
Wendy Barrie
Wendy Barrie (18 d'abril de 1912 – 2 de febreru de 1978) foi una actriz teatral, cinematográfica y televisiva estaunidense d'orixe británicu.
El so verdaderu nome yera Marguerite Wendy Jenkins, y nació en Hong Kong, nel senu d'una familia de nacionalidá británica. El so padre yera un abogáu d'ésitu, y ella estudió n'escueles d'élite en Inglaterra y Suiza.
Siendo inda adolescente, empezó a interesase en faer carrera como actriz, oxetivu al cual ayudaba'l so pelo dorao y acoloratao y los sos güeyos azules. En trabayando nun institutu de guapura y siguir un cursu de secretariáu, empezó la so carrera como actriz nel teatru inglés nos años 1930. Adoptó'l nome artísticu de Wendy Barrie, quiciabes n'homenaxe al escritor J.M. Barrie, que yera'l so padrín, y en 1932 debutó nel cine col filme "Threads".
Barrie trabayó dempués en distintes producciones cinematográfiques de London Films Productions pa los hermanos Alexander y Zoltan Korda, la más conocida de les cualos foi'l filme de 1933 "La vida privada d'Enrique VIII", protagonizada por Charles Laughton, Robert Donat, Merle Oberon, y Elsa Lanchester. Barrie interpretaba a Juana Seymour.
En 1934 actuó en "Freedom of the Seas", y foi contratada por Fox Filme Corporation pa participar nuna película empobinada por Scott Darling y rodada nel Reinu Xuníu. Al añu siguiente camudar a los Estaos Xuníos, rodando xuntu a Spencer Tracy la so primer cinta en Hollywood, la producción de Fox "It's a Small World", a la que siguió "Under Your Spell", con Lawrence Tibbett. Vencida a MGM, Barrie actuó con James Stewart nel filme de 1936 "Speed". En 1939 protagonizó con Richard Greene y Basil Rathbone la cinta de 20th Century Fox "The Hound of the Baskervilles", y con Lucille Ball la de RKO Pictures "Five Came Back". Nos primeres años 1940, Barrie fixo delles películes de les series de misteriu de "Simon Templar" y "The Falcon" xuntu a George Sanders. La so última película rodar en 1954.
Cola llegada de la televisión, Barrie empezó a aceptar papeles en dichu mediu. Dende'l 17 de payares de 1948 al 9 de febreru de 1949, Barrie presentó "Picture This". En 1948 y 1949, actuó nel programa infantil de DuMont Television Network "The Adventures of Oky Doky".
Sicasí, fíxose sobremanera conocida por presentar unu de los primeres talk shows televisivos, "The Wendy Barrie Show", que debutó en payares de 1948 cola ABC, siendo emitíu darréu por DuMont y pola NBC, rematando les sos emisiones en septiembre de 1950. Más palantre siguió trabayando en televisión participando en panel shows. Tamién actuó como artista convidada en programes d'entamos de los años 1950, y foi voceru de distintos productos comerciales, siendo mientres un tiempu la vendedora orixinal de Revlon en "The $64,000 Question". Barrie siguió dempués trabayando n'emisiones televisives alcontraes en Nueva York, y a mediaos de los años 1960 presentó un programa radiofónicu d'entrevistes.
Barrie, que s'había nacionalizado estaunidense en 1942, finó en Englewood, Nueva Jersey, en 1978, tres un ictus que la dexó dellos años debilitada. Tenía 65 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Kensico Cemetery de Valhalla, Nueva York.
Pola so contribución a la industria cinematográfico, recibió una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 1708 de Vini Street.
Harry Barris
Harry Barris (24 de payares de 1905 – 13 d'avientu de 1962) un cantante, compositor y actor de nacionalidá estaunidense.
Nacíu na ciudá de Nueva York, formaba parte del tríu de cantantes de finales de la década de 1920 llamaos The Rhythm Boys, siendo los sos dos compañeros Al Rinker y Bing Crosby. El grupu cantó delles temes na película interpretada por Paul Whiteman y la so Orquesta "King of Jazz" (1930), amás de faer grabaciones con Whiteman o como grupu independiente, tocando Barris el pianu. 
Barris actuó en 57 filmes ente 1931 y 1950, usualmente interpretando a miembros de grupos musicales, pianistes o cantantes. En "Díes ensin buelga" (1945) yera'l pianista de nightclub qu'humildaba a Ray Milland cantando "Somebody Stole My Purse". Un cambéu inusual nel so rexistru llevar a cabu con un papel risible en "The Fleet's In" (1942), interpretando al marineru llamáu Pee Wee.
Afectáu mientres llargu tiempu pol so alcoholismu, Harry Barris finó en Burbank, California, en 1962. Tenía 57 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Hollywood Hills, California.
Bessie Barriscale
Bessie Barriscale (30 de setiembre de 1884 – 30 de xunu de 1965) foi una actriz teatral y cinematográfico de la dómina del cine mudu de nacionalidá estaunidense, y que foi una de les estrelles del productor Thomas Harper Ince a finales de la década de 1910.
El so verdaderu nome yera Elizabeth Barry Scale, y nació en Hoboken (Nueva Xerséi) nel senu d'una familia d'inmigrantes irlandeses. Les sos primes yeren les actrices Edith y Mabel Taliaferro. Nos sos entamos Barriscale trabayó nel xéneru del vodevil, con producciones que n'ocasiones se representaben hasta cuatro veces al día.
Barriscale empezó la so carrera cinematográfica en 1913, y trabayó intensamente pa la New York Motion Picture Company y pa Triangle Filme Corporation (ente otros estudios) hasta'l so retiru nos primeros años de la década de 1930. En 1918 Barriscale foi contratada por J.L. Frothingham, de B.B. Features (una empresa de Arizona), y pola Roberson Cole Company pa rodar dieciséis filmes. Les películes taben rodaes, producíes y estrenaes pal 21 de xineru de 1921. Nesa dómina los representantes de Barriscale aseguraron la so vida por mediu millón de dólares. El costu de les películes foi cimera al millón de dólares.
Barriscale yera almiradora de William Shakespeare, y quería afaer la so obra a la pantalla. Amás yera una escelente nadadora, y nel filme "The Woman Michael Married" (1919), adaptación d'una novela de Annette Kellerman, Barriscale contrató a un instructor de natación y bucéu y entrenóse en Venice (Los Angeles). Pa la película, dirixida por Henry Kolker, los Brunton Studios construyeron una gran piscina na cual rodáronse parte de les escenes de la mesma.
En 1919 Barriscale fixo una xira mundial col so fíu y el so home, l'actor, direutor y productor cinematográficu Howard C. Hickman. Mientres el viaxe viaxaron acompañaos d'un cámara y trabayaron en producciones cinematográfiques. 
En 1921 Barriscale foi a la mariña esti p'actuar na obra "The Skirt". La producción representar en Filadelfia, Pensilvania, en Boston, Massachusetts, y na ciudá de Nueva York, siendo estrenada en Washington, DC. Enantes Barriscale fuera actriz teatral nel teatru Belasco de Los Angeles, California, actuando n'obres como "Bird of Paradise", escrita por Richard Walton Tully. 
Tres 21 años de matrimoniu y con un fíu de veinte años, Barriscale volvió al teatru p'actuar en "Women Go On Forever". La producción estrenar nel Hollywood Music Box en marzu de 1928, y na mesma l'actriz encarnaba a un personaxe "tipu ama de casa," y pal cual preparárase na so casa en Santo Mónica, California.
Bessie Barriscale finó en Kentfield, California, en 1965. Tenía 80 años d'edá. Foi soterrada al pie del so home, nel Campusantu Mount Tamalpais de San Rafael (California).
George Barrows
George D. Barrows (7 de febreru de 1914 – 17 d'ochobre de 1994) foi un actor estaunidense conocíu por encarnar a Ro-Man nel filme "Robot Monster".
Nacíu na ciudá de Nueva York, yera fíu del actor Henry A. Barrows. De cutiu llevaba un traxe de gorila nes sos actuaciones cinematográfiques. Amás del so trabayu col disfraz, Barrows usualmente interpretaba pequeños papeles, anque escasamente apaeció nos creitos de les sos películes.
Barrows fabricó'l disfraz de gorila qu'usó en "Robot Monster," "Gorilla at Large," y otres películes. Anguaño esíbese na colección del Muséu d'Hestoria Natural del Condáu de Los Ánxeles.
George Barrows finó en 1994 en Oxnard (California). 
Henry A. Barrows
Henry Arthur Barrows (29 d'abril de 1875 – 25 de marzu de 1945) foi un actor estauxunidense.
Nacíu en Sacu, Maine, permaneció activu nel cine dende 1913 a 1936. 
Foi padre del tamién actor George Barrows.
Henry A. Barrows finó en Los Angeles, California, en 1945. Foi soterráu nel Campusantu Nacional de Los Angeles. 
Don &quot;Red&quot; Barry
Don "Red" Barry (11 de xineru de 1912 – 17 de xunetu de 1980) foi un actor cinematográficu estauxunidense que consiguió'l so llamatu de "Red" en siendo'l primeru n'interpretar el personaxe de Red Ryder nel filme de gran ésitu de 1940 "Adventures of Red Ryder".
Nacíu en Houston, Texas, el so verdaderu nome yera Donald Barry De Acosta. Antes de dedicase a l'actuación, nos sos tiempos d'estudiante, Barry fuera xugador de fútbol americano. Nel so momentu de máxima celebridá gracies a "Red Ryder", casóse cola actriz de cine de serie B Peggy Stewart. Con al respective del so personaxe de Red Ryder, el mesmu foi interpretáu darréu por "Wild Bill" Elliott y Allan Lane. Gracies a Red Ryder, Barry pudo trabayar en proyectos de mayor presupuestu, anque ensin llegar a algamar la fama consiguida cola serie.
Na década de 1950 Barry yera un actor secundariu, y nun interpretaba primeros papeles nos westerns; un exemplu bastante típicu del so trabayu yera'l pistoleru vistíu de negru nun episodiu de 1961 de la serie televisiva "Maverick", con Jack Kelly y Buddy Ebsen, llamáu "Last Stop: Oblivion." El 13 de xineru de 1965 actuó nel episodiu final de la serie de curtia vida "Mickey", protagonizada por Mickey Rooney. Barry tamién fixo un papel secundariu en "Shalako" en 1968, con Sean Connery. Amás d'ésti, interpretó papeles de repartu en docenes de programes televisivos, particularmente westerns. Asina mesmu, intervieno en siquier cinco episodios de la serie de Michael Landon " Little House on the Prairie" como'l prexuiciosu señor Larabee.
Don “Red” Barry suicidar en 1980 en Hollywood, California. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Los Angeles, California.
Gene Barry
Gene Barry (nacíu'l 14 de xunu de 1919- fináu'l 11 d'avientu de 2009) foi un actor estaunidense.
Nacíu como Eugene Klass nuna familia xudía en Nueva York, destacó dende bien nueva gracies a la so habilidá pa cantar y tocar el violín. Adoptó'l so llamatu n'honor a John Barrymore. 
Apaeció en Teatru de Broadway en "Catherine was Great" en 1944, y, munchos años dempués, protagonizó'l musical "La xaula de les lloques" (basáu na película francesa del mesmu nome sobre una pareya homosexual y el so estrictu fíu), con George Hearn faciendo de la so pareya. Pola so contribución al teatru, Gene Barry llogró una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood nel 6555 de Hollywood Boulevard.
Unu de los sos primeros papeles foi en 1953, na producción de "La guerra de los mundos". Fixo un caméu na versión de Steven Spielberg en 2005 "La guerra de los mundos", col so coprotagonista del 1953 Ann Robinson.
Conocíu polos sos nidios maneres, Barry protagonizó en televisión les series americanes "Our Miss Brooks", "Bat Masterson", "Audacia" y "El detective millonariu". Ganó un Globu d'oru en 1965 por "La llei de Burke". Barry actuó nel famosu episodiu de "Audacia ye'l xuegu", una hestoria de ciencia ficción empobinada por Steven Spielberg y escrita por Philip Wylie llamáu "L.A. 2017". Tamién protagonizó en 1973 la serie de televisión pa la ITV "L'aventureru", con Barry Morse y Catherine Schell.
Barry apaeció en numberoses películes, programes de televisión y shows. La so esposa, Betty Clair Kalb, morrió a los sesenta años en 2003. Tuvo dos fíos, Michael y Frederick, y una fía, Elizabeth.
Thom Barry
Thom Barry (Cincinnati, Ohio, 6 d'avientu de 1950) ye un actor d'Estaos Xuníos de cine y televisión. Ye más conocíu por interpretar al detective Will Jeffries en "Cold Case" dende'l so primer episodiu en 2003 y al axente Bilkins na saga Fast & Furious.
Barry nació en Cincinnati, Ohio. Empezó la so carrera como actor actuando na película "Schemes" (1994). Mientres los años 1990 trabayó n'otres películes como "Congo" (1995), "The American President" (1995), "Independence Day" (1996), "Ghosts of Mississippi" (1996), "Air Force One" (1997), "Steel" (1997), o "Major League: Back to the Minors" (1998), y trabayó en series como "The Fresh Prince of Bel-Air" (1990), "Chicago Hope" (1994), "Babylon 5" (1994), o "The Client" (1995).
Más tarde trabayó en películes como "Riegles de compromisu" (2000), "The Fast and the Furious" (2001), y na so secuela, "2 Fast 2 Furious" (2003).
Dempués d'actuar mientres la so carrera realizando mayormente papeles pequeños o recurrentes en series y películes, en 2003 Barry consiguió'l so primer papel regular na serie "Cold Case", onde interpreta al detective Will Jeffries.
Viola Barry
Viola Barry (4 de xunu de 1894 – 2 d'abril de 1964) foi una actriz estauxunidense de la dómina del cine mudu.
El so verdaderu nome yera Gladys Viola Wilson, y nació en Evanston, Illinois, siendo'l so padre Jackson Stitt Wilson. Siendo neña la so familia camudar a Berkeley, California, onde'l so padre foi alcalde nos años 1911 a 1913.
En 1910 Barry empezó a trabayar cola Compañía Teatral Belasco col fin d'actuar como la nueva inocente. Antes d'ello yá tenía cuatro años d'esperiencia teatral, dos d'ellos cola Benson's Shakespearean Company de Inglaterra. Ente los papeles que Barry interpretara figuraben los de Viola, Julieta, Porcia, y Rosalinda. La primer obra na qu'actuó pa Belasco foi "The Test", de Jules Eckert Goodman.
Trabayó nel cine dende 1911 a 1920. Ente los sos primeros títulos inclúyense "The Totem Mask", "The Voyager: A Balte of Old Canada", "McKee Rankin's '49", "John Oakhurst, Gambler", "An Indian Vestal", "Coals of Fire", "A Painter's Idyl", "The Chief's Daughter", "George Warrington's Escape", y "Evangeline". Toos estos filmes completar nel so primer añu na industria.
En febreru de 1911 Barry casóse col actor y direutor Jack Conway, de la Bison Moving Picture Company en Santo Ana (California). Tuvieron una fía, Rosemary. La pareya divorcióse en 1918. Barry casóse darréu col guionista Frank McGrew Willis, con quien tuvo otros cuatro fíos: Virginia, Gloria, McGrew, y James.
Viola Barry finó en 1964 en Hollywood, California, por causa de una enfermedá cardiaca. Foi soterrada nel Campusantu Mountain View de Oakland (California).
Drew Barrymore
Drew Blythe Barrymore (22 de febreru de 1975) ye una actriz de cine y televisión, modelu y productor de cine productora d'Estaos Xuníos. Barrymore saltó a la fama col so papel na película "Y.T., l'estraterrestre" (1982). Darréu, Barrymore actuó en películes como "Batman Forever" (1995) "Scream" (1996), "The Wedding Singer" (1998), "Never Been Kissed" (1999) y "Los ánxeles de Charlie" (2000), que la fixeron merecedora de dellos premios y ganó la reconocencia mundial.
Dempués d'una infancia aturbolinada, que tuvo marcada poles drogues y l'abusu de alcohol y dos estancies en rehabilitación, Barrymore escribió en 1990 l'autobiografía, "Little Girl Lost". Ella tuvo ésitu na transición de neña estrella a actriz adulta con una serie de películes, incluyendo "Bad Girls", "Boys on the Side", y "Everyone Says I Love You". Darréu, establecióse ella mesma en comedies romántiques como "The Wedding Singer" y "Lucky You".
En 1995, ella y la so socia Nancy Juvonen formaron la compañía de producción "Flower Films", cola so primer producción "Never Been Kissed" (1999). "Flower Films" llegó a producir "Los ánxeles de Charlie" (2000), "50 First Dates" (2004), "Music and Lyrics" (2007), según la película de cultu "Donnie Darko". Apocayá, Barrymore actuó en "He's Just Not That Into You", "Grey Gardens" y "Everybody's Fine" (2009). Barrymore apaeció na portada de la edición de la revista "People" como una de les 100 más formoses.
Barrymore foi nomada Embaxadora contra la Fame nel Programa Mundial d'Alimentos de les Naciones Xuníes (PMA). Dende entós donó más de $ 1 millón de dólares pal programa. En 2007, convirtióse en modelu y vocera de la cosmética CoverGirl, JCG Models y Gucci.
Los sos padres yeren Ildiko Jaid Mako y John Drew Barrymore. El so padre yera d'ascendencia inglesa ya irlandesa, ente que la so madre nació nun campu de refuxaos pa húngaros en Alemaña. El so padre foi fíu de John Barrymore, unu de los actores más importantes y prestixosos del cine hollywoodiense mientres la década de los años 30, y mediu hermanu de l'actriz Diana Barrymore. Los sos tíos güelos Lionel Barrymore y Ethel Barrymore tamién fueron reconocíos actores, anque destacaron principalmente en teatru.
Drew protagonizó la so primer apaición en televisión nun anunciu pa Gainesburger Puppy Food. El so debú en cine llegaría-y con tan solu cuatro años al interpretar a la fía de William Hurt en "Altered States" (1979), un filme de ciencia-ficción dirixíu por Ken Russell.
A los seis años Drew fixo una prueba pa "Poltergeist" del so padrín Steven Spielberg. A pesar del contactu, Drew nun foi escoyida pal papel; sicasí sí pudo consiguir el de la pequeña Gertie en "Y.T., l'estraterrestre" (1982). Gracies a esta apaición consiguió un Premiu Mocedá nel Cine y una candidatura a los Premios de l'Academia Británica de Cine y Televisión (BAFTA) na categoría d'Actriz Novel más Destacada.
Fixo delles apaiciones en televisión como en "The tonight Show" de Johnny Carson y foi la presentadora más nueva de "Saturday Night Live".
Con 13 años, Drew foi víctima de les drogues y l'alcohol. Inda siguía trabayando. Foi estrella de tres películes más, "Firestarter" (1984), "Irreconcilable Differences" (1984) y "Cat's Eye" (1985).
El 28 de xunu de 1988 tomóse una decisión que-y camudaría la vida. Drew foi ingresada na ASAP Treatment Center (un centru pa tratar la drogadicción y los problemes mentales) pola so madre. Dempués d'años de autodestrucción, intentu de suicidiu incluyíu, finalmente volvió al bon camín. El pasu más grande que dio foi'l publicar la so autobiografía titulada "Little Girl Lost" a los 14 años. Dende'l café teatru a los especiales del colexu y depués a películes de baxu presupuestu como "A Conspiracy of Love" (1987), "See You in the Morning" (1989), "Far from home" (1989), hasta volver finalmente a la gran pantalla.
Yá rehabilitada y col deséu de recuperar el tiempu perdíu, l'actriz vuelve retomar la so carrera a mediaos de los 90, gracies a la so apaición en películes como "Bad girls" (1994), "Batman Forever" (1995), "Scream" (1996), "Mad love" (1995) o "Everyone Says I Love You" (1996).
A los 19 años, Drew casóse con Jeremy Thomas, propietariu d'un chigre, un matrimoniu que duró tres meses. Como la so carrera empezaba a espolletar con películes y apaiciones diverses, a Drew propúnxose-y apaecer en revistes y otres publicaciones como Guess, Playboy o Interview, nestos dos últimes salió desnuda lo que consolidó la so imaxe sexy.
En 1995, Barrymore formó Flower Films, una productora, cola so socia de negocios, Nancy Juvonen. La primer película producida pola empresa foi en 1999, "Never Been Kissed". La segunda ufierta de la compañía foi "Los ánxeles de Charlie" (2000), un gran ésitu de taquilla en 2000, qu'ayudó a solidificar la posición de dambes, Barrymore y l'empresa. Cuando se vio amenazada la producción de la primer película de Richard Kelly, "Donnie Darko", Barrymore dio un pasu alantre col financiamientu de Flower Films y tomó el pequeñu papel de Karen Pomeroy, profesora d'Inglés del protagonista.
En 1995, Barrymore protagonizó "Boys on the Side" con Whoopi Goldberg y Mary-Louise Parker, y tuvo un cameo na película de Joel Schumacher, na qu'interpretó a una de les muyeres del gángster "Dos Cares" Tommy Lee Jones. Al añu siguiente, fixo una apaición na esitosa película de terror "Scream". Foi de cutiu en comedies romántiques, como "Wishful Thinking" (1996), "The Wedding Singer" (1998), "Home Fries" (1998).
Amás d'una serie d'apaiciones en películes producíes pola so compañía, Flower Films, incluyendo "Los ánxeles de Charlie". Barrymore tuvo un papel dramáticu na película de comedia dramática "Riding in Cars with Boys" (2001), interpretando a una madre adolescente nun matrimoniu fracasáu con un maríu drogadictu (basada na hestoria de la vida real de Beverly D'Onofrio). En 2002 Barrymore apaeció en "Confesiones d'una mente peligrosa", xuntu a Sam Rockwell y Julia Roberts.
En 2003, Barrymore protagonizó la remortina de "Los ánxeles de Charlie" (2000), "", xuntu coles mesmes actrices, Cameron Diaz y Lucy Liu. Protagonizó xuntu con Adam Sandler la película "50 first dates" (2004), "Music and Lyrics" (2007). y emprestó la so voz pa la película "Un chihuahua de Beverly Hills" (2008), protagonizada por Jamie Lee Curtis, Piper Perabo y Manolo Cardona.
Barrymore ye amiga de l'actriz Cameron Diaz, inclusive les han inmortalizado a los dos xuntes con dos estatues nun prestixosu muséu de cera londinense. Ye la madrina de Frances Bean Cobain (la fía de Kurt Cobain y Courtney Love) xuntu a Michael Stipe, vocalista de R.Y.M.. 
En xunetu de 2001 Barrymore contraxo matrimoniu col actor Tom Green, del que se dixebró n'ochobre de 2002, alegando que la pareya tenía "diferencies irreconciliables". Barrymore casóse con William Kopelman nel mes de xunu de 2012. En septiembre de 2012 nació la so primer fía, Olive Barrymore Kopelman. La so segunda fía, Frankie, nació n'abril de 2014. 
A Barrymore ye frecuente vela collaborar con numberoses causes solidaries. Actúa como voceru nacional de la Fundación Pro Salú de la Muyer, una organización ensin fines d'arriquecimientu dedicada a concenciar sobre la necesidá de practicar sexu seguro al traviés del usu de preservativos. Tamién participa activa y económicamente con Wildlife Waystation, una organización que'l so oxetivu ye rescatar y acoyer animales de tol mundu.
Barrymore apaeció nel show de Oprah Winfrey donando un millón de dólares a la fundación d'alimentación del mundu pa donar comida a los neños d'África.
Tamién amplió'l so negociu llanzando una marca de vinos, Barrymore Wines. La so primer collecha foi un Pinot Grigio, un vinu blanco afrutado con arume a piescu y a cítricos del que sacó 2.000 botelles pal mercáu norteamericanu.
Barrymore tamién ye fotógrafa. Los sos trabayos fueron notables en delles revistes de moda por modelos y actrices famoses como Rachel McAdams.
John Barrymore
John Sidney Blythe Barrymore (Filadelfia, 15 de febreru de 1882 – Los Angeles, 29 de mayu de 1942) foi un actor d'Estaos Xuníos de cine. Poles sos traces harmónicos, conocer como "El gran perfil". 
El so debú teatral en Chicago (1903) foi siguíu por glorioses temporaes en Nueva York, Londres y Australia.
Volvióse famosu como actor shakespeareanu, aplaudíu pol so "Hamlet", y foi delles vegaes consideráu como'l más grande actor de la so xeneración, trabayando nuna gran variedá de roles nel escenariu y en películes.
El so debú dar en Broadway, en 1903, aportando a el más pernomáu miembru de la "familia real" sobremanera gracies a les sos creaciones shakesperianas ("Ricardo III" en 1920 y "Hamlet" en 1922).
Apaeció per primer vegada na pantalla en 1913, destacando pola so interpretación de "L'home y la bestia" (J. S. Robertson, 1920), na que yera capaz de pasar d'una personalidá a otra namái col recursu de la so espresividá (y de trucos de llume).
Trabayó n'unu de los últimos filmes de Alfred Parker ("Sherlock Holmes", 1922) enantes d'interpretar al capitán Acab en "La fiera del mar" ("The Sea Beast", Millard Webb, 1926) y "Don Juan, un musical" (Alan Crosland, 1926).
Casóse cuatro veces, tolos matrimonios fueron fracasos y les frecuentes aventures fixeron que tuviera siempres de boca en boca.
Memorable la so actuación en "Gran hotel" (Edmund Goulding, 1932) y en "Cena a los ocho" (George Cukor, 1933), interpretaría una transposición del so propiu personaxe en "La comedia de la vida" (Howard Hawks, 1934) pero nun pudo rematar la obra "Hamlet" en color (1933) polos sos frecuentes lapsus de memoria.
En "Romeo y Julieta" (George Cukor, 1936) dio vida a Mercutio, superando a tolos demás actores de la película.
En "The Great Profile" (Walter Lang, 1940), marcó'l ocaso d'esta personalidá tumultuosa, qu'entá habría d'interpretar la tema de la decadencia nel so últimu filme "Playmates" (David Butler, 1941).
Tuvo dos fíos, tamién actores anque con muncho menos ésitu qu'él, Diana Barrymore y John "Drew" Barrymore Jr.
Finó'l 19 de mayu de 1942 en Hollywood, California, provocáu pol alcoholismu irrefrenable del actor, que terminó llevándolo a la muerte por causa de una cirrosis, unos díes dempués de ser internáu tres un ataque producíu nun programa de radiu conducíu pol cantante y actor Rudy Valee. Tenía 60 años d'edá.
John Barrymore tamién foi'l güelu de l'actriz Drew Barrymore y hermanu de los dos lleendes de l'actuación Lionel Barrymore y Ethel Barrymore.
Vienna * 1933: "Night Flight
John Drew Barrymore
John Drew Barrymore (4 de xunu de 1932 – 29 de payares de 2004), foi unu de los miembros de la familia d'actores estaunidenses Barrymore, ente los cualos atópense'l so padre, John Barrymore, la so fía Drew Barrymore y los sos tíos Lionel y Ethel. 
El so verdaderu nome yera John Blyth Barrymore, Jr., y nació en Los Angeles, California. La so madre yera l'actriz Dolores Costello, d'orixe irlandés. Los sos padres divorciáronse cuando él tenía tres años d'edá. John y el so primu, Dirk Drew Davenport, apuntar na Armada de los Estaos Xuníos mientres la Segunda Guerra Mundial. Por causa de la so apariencia física, l'exércitu nun afayó hasta selmanes dempués que los rapazos yeren menores. Foi llicenciáu con 17 años y robló un contratu cinematográficu, anque nun llegó a tener una gran carrera nel cine. 
En 1958 camudó'l so nome pol de John Drew Barrymore y tuvo un ciertu ésitu nel cine italianu, actuando en dellos primeros papeles. Sicasí, la so conducta social frenó'l so progresu profesional. Na década de 1960 foi dacuando encarceláu por consumu de drogues, enfile públicu y violencia doméstica.
En 1966, Barrymore aceptó un papel nel episodiu de "" "The Alternative Factor". Finalmente nun actuó y foi reemplazáu nel últimu momentu pol actor Robert Brown, consiguiendo qu'el Screen Actors Guild suspendiera a Barrymore mientres seis meses. 
Anque siguió actuando dacuando nel cine, cada vegada se fixo más solitariu. Sufrió los mesmos problemes qu'acabaron col so padre, y la so vida echar a perder. Estremáu de la so familia, incluyíos los sos fíos, el so estilu de vida siguió empiorando y la so salú física y mental deterioróse. En 2003, la so fía, Drew Barrymore, encargar del so cuidu hasta'l momentu del so fallecimientu, por causa de un cáncer, en 2004. 
Recibió una estrella pol so trabayu televisivu nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 7000 de Hollywood Boulevard.
Casóse en cuatro causes, acabando en divorciu tolos matrimonios:
Lionel Barrymore
Lionel Herbert Blythe (n. 28 d'abril de 1878 - m. 15 de payares de 1954), conocíu como Lionel Barrymore, foi un actor de teatru, radio y películes d'Estaos Xuníos.
Barrymore foi l'hermanu mayor d'Ethel y John Barrymore, y los sos padres fueron Maurice Barrymore y Xeorxana Drew. Casóse coles actrices Doris Rankin y Irene Fenwick.
Empezó la so carrera nos escenario a empiezos de los años 1900. En 1907, depués de pasar dellos años en París, volvió a Broadway, onde estableció una reputación como actor dramáticu. Él probó'l so talentu en delles obres como "Peter Ibbetson" (1917), "The Copperhead" (1918) y "The Jest" (1919). 
En 1924 dexó Broadway por Hollywood. En 1931 ganó un Óscar pol so rol d'abogáu alcohólicu en "A Free Soul" (1931), dempués de ser nomáu en 1930 por meyor direutor por "Madame X". Anque él pudo representar munchos tipos de personaxes, como'l malváu Rasputin en "Rasputin and the Empress" de 1932 (onde co-protagonizó con John y Ethel Barrymore), tuvo, mientres los años 1930 y años 1940, estereotipáu como un gurniador, pero de normal duce, home vieyu en delles películes como "La isla misteriosa" (1929), "Grand Hotel" (1932, con John), "Cena a los ocho" (1933, la película tamién presentaba a John, pero ellos nun tuvieron escenes xuntos), "Captains Courageous" (1937), "You Can't Take It with You" (1938), "Duelu al sol" (1946), y "Key Llargu" (1948). Pola calidá humana tresmitida, ye probable qu'el so rol más conocíu sía'l protagonizáu en "Vive como quieras" (1938), onde encarnó a "Martin Vanderhof" o, más cariñosamente: "Grandpa", como-y llamaba'l so nieta Alice Sycamore, interpretada por Jean Arthur. 
Personificó al enfadosu Doctor Gillespie nuna serie de películes del "Doctor Kildare" nos años 1930 y años 1940, y el rol del títulu nes series de radiu de los 1940s "Mayor of the Town". Dempués de rompese'l cadril dos veces, quedó confináu nuna siella de ruedes, pero siguió actuando. Asina s'esplica por qué interpretó al Dr. Gillespie en siella de ruedes, y por qué nun yera capaz d'interpretar a Scrooge na versión en película 1938 de MGM, "A Christmas Carol".
Barrymore morrió'l 15 de payares de 1954 d'un ataque al corazón, y ta soterráu nel "Campusantu Calvary" nel Este de los Ánxeles, California.
Tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood nel 1724 de la Cai Vini.
Ye'l tíu güelu de l'actriz Drew Barrymore.
Bart the Bear
Bart the Bear (Baltimore, Maryland, Estaos Xuníos, 19 de xineru de 1977 - Park City, Utah, Estaos Xuníos, 10 de mayu del 2000) yera un osu Kodiak machu nacíu en Alaska qu'apaeció en delles películes de Hollywood. Primeramente, la so madre apaeció nos filmes "Grizzly" y "Day of the Animals". Bart foi entrenáu por Doug Seus y Lynne Seus de "Wasatch Rocky Mountain Wildlife, Inc.", na ciudá de Herber, Utah. D'adultu midía 2,90 m y pesaba 816 kg.
Actores tales como John Candy, Dan Aykroyd, Annette Bening, Ethan Hawke, Steven Seagal, Gregory Peck, Brad Pitt, Alec Baldwin y Anthony Hopkins viéronse engarraos al osu en películes. 
Nel 2000, Bart morrió de cáncer a la edá de 23, mientres s'atopaba filmando el documental de televisión "Growing Up Grizzly" (2001) presentáu por Brad Pitt, quien actuó con Bart en Legends of the Fall.
"Little Bart the Bear" ye un homónimu de Bart. Little Bart nació nel 2000 en Alaska, ye otru osu Kodiak entrenáu por Doug y Lynne Seus. Apaeció en Dr. Dolittle 2, y n'episodios de les series "CSI" y "Scrubs". Tamién tuvo roles prominentes nes películes "Without a Paddle", "An Unfinished Life" y en "Into the Wild".
Roger Bart
Roger Bart (nacíu'l 29 de setiembre de 1962) ye un actor y cantante estaunidense que ganó'l Premiu Tony y el Premio del Sindicatu d'Actores de Cine.
Bart nació en Norwalk, Connecticut, y creció en Bernardsville, Nueva Jersey. El so tíu ye'l periodista Peter Bart, editor en xefe de "Variety" de 1989 al 2009.
Fixo'l so debú en Broadway en "Big River", basáu en "Les aventures de Huckleberry Finn", como Tom Sawyer en 1987. Creitos de teatru adicionales inclúin interpretar a Jonathan nel musical de Alan Menken y Tim Rice "King David", Arlequín en "Triumph of Love", Snoopy en "You're a Good Man, Charlie Brown" (pol que ganó'l premiu Drama Desk y un Tony), Carmen Ghia y más tarde Leo Bloom en "El productores" (llogrando nominaciones a los premios Tony y Drama Desk) y "The Frogs" nel Lincoln Center, que lu axuntó colos sos compañeros estrelles de "El productores" Nathan Lane y Susan Stroman.
En 1996 y 1997, Bart apaeció como Bud Frump na xira nacional d'Estaos Xuníos de "How to Succeed in Business Without Really Trying". na televisión, Bart interpretó al fíu de George Carlin en "The George Carlin Show" (1994), y en "Bram and Alice" (2002) interpretó al asistente de Bram Paul Newman. Bart aportó a conocíu polos espectadores cola so interpretación de George Williams, el farmacéuticu asesín namoráu de Bree Van de Kamp (Marcia Cross), en Desperate Housewives, que-y valió un premiu del SAC.
Bart apurrió la voz cantante de en "Hércules" de Disney, según la voz de Golfín en "La dama y el vagamundu II". Participó nel remake de 2004 de "Les muyeres perfectes" con Nicole Kidman, Matthew Broderick, Bette Midler, Christopher Walken y Glenn Close y en "El productores" (2005), nel cual él repitió'l so papel del "ayudante de derechu consuetudinario" Carmen Ghia.
N'avientu de 2006, Bart interpretó a Howard "La Papalba" Montague na miniserie de Syfy "Habitación perdida". En xunu de 2007, actuó como Stuart en "", la secuela de Hostel de 2006. En 2007 tuvo papeles secundarios en "American Gangster" y "Spy School". En 2008, apaeció en "Harold & Kumar Escape from Guantanamo Bay", la secuela de "Harold & Kumar Go to White Castle" de 2004 y "The Midnight Meat Train".
Bart tamién anició'l papel principal del Dr. Frederick Frankenstein na adaptación del musical "Young Frankenstein" de Mel Brooks, qu'abrió les sos puertes en Broadway en payares de 2007, tres una carrera en Seattle. Bart epitió apocayá'l papel al pie de ex compañeros estrelles de Broadway Shuler Hensley y Cory English na xira nacional d'Estaos Xuníos qu'empecipió en septiembre de 2009. Bart terminó'l so periodu'l 8 d'agostu de 2010 y foi asocedíu por Christopher Ryan. Bart orixinalmente interpretó'l papel d'Igor mientres les llectures nel taller orixinal de la obra. 
Brad Oscar y Bart repitieron el so papel como Max Bialystock y Leo Bloom, respectivamente, nuna producción d'el productores nel teatru Starlight en Kansas City, Missouri. El show foi del 23 al 29 d'agostu de 2010. En 2014 interpretó al Dr. James Hartley en "How to Build a Better Boy", una .
En 2015 interpretara a Buddy Ross na película de 2015, "Trumbo".
Paul Bartel
Paul Bartel (Brooklyn, 6 d'agostu de 1938 - 3 de mayu de New York, 2000) foi un actor, guionista y direutor d'Estaos Xuníos. 
Fíu de Jesse y Williams Bartel nació en Brooklyn el 6 d'agostu de 1938. Bartel decidió que se dedicaría al cine a los 11 años y a los 13 trabayó mientres un branu n'UPA Animation Studio de New York. Él especializóse n'Artes Dramátiques na UCLA y darréu recibió una beca pa estudiar cine en Roma, ende produció un curtiu que presentó nel Festival de Venecia en 1962. En 1972, Gene Corman, hermanu de Roger, contratar pa dirixir una película de terror con baxu presupuestu llamada "Private Parts". Más tarde, Roger llamar pa ser segundu asistente de dirección en "Big Bad Mama" y depués ayudar na dirección de "Deathsport" en 1978.
Bartel enxamás pudo convencer a Roger Corman por que financie "Eating Raoul". Los sos padres vendieron la casa familiar que teníen en Long Island y diéron-y el dineru pa financiar el proyectu. Paul tardó 22 díes en filmarla, tiempu que tremó mayormente nes fines de selmana. Bartel protagonizar xuntu a Mary Woronov, con quién estelarizó 17 películes, incluyendo "Deathsport".
Filmó como direutor once llargumetraxes con baxu presupuestu y de manera independiente. Gary Morris na Enciclopedia GLBTQ diz que pol so calter homosexual manifiestu'l circuitu independiente foi'l meyor llugar pal so trabayu.
Justin Bartha
Justin Lee Bartha (Fort Lauderdale, Florida, 21 de xunetu de 1978) ye un actor d'Estaos Xuníos. Ye conocíu pol so papel de Riley Poole na película "National Treasure".
Justin Llei Bartha nació en Fort Lauderdale, Florida el 21 de xunetu de 1978. El so padre, Stephen, ye un desarrollador de bienes raíz, ente que la so madre, Betty, ye maestra d'escuela. Justin Bartha crióse so la relixón xudía. La so familia camudar a West Bloomfield, Míchigan cuando tenía nueve años. Na escuela secundaria, rompióse la so muñeca xugando pal equipu de tenis de la escuela. Dempués de faer una interpretación nuna producción local de Suañu d'una nueche de Branu formó un grupu de teatru pa neños, de 15 integrantes, onde actuó pa los neños nos hospitales y nes escueles primaries. Dempués graduóse na Escuela Secundaria West Bloomfield, en 1996, estableció la so mira en Nueva York, tuvo la so formación na Universidá de Nueva York.
Empezó detrás de la cámara como asistente de producción na película Analyze This. El so debú como actor vieno un añu más tarde nun curtiumetraxe llamáu "Tag" en 1999
Él escribió y dirixió un curtiumetraxe, "Highs and Lows", que se presentó nel South by Southwest Filme Festival en 2003. Amás, pa MTV escribió, produció y protagonizó un pilotu llamáu "The Dustin and Justin Show". Él declaró que-y gustaría siguir trabayando detrás de la cámara nel futuru. Desempeñó un papel importante en Gigli y "Carnival Sun", enantes de co-protagonizar National Treasure, nel papel de Riley Poole. 
En 2006, Bartha tuvo un papel de sofitu en "Failure to Launch" y protagonizó seriar televisión "Teachers" , que s'estrenó'l 28 de marzu de 2006 na NBC y foi atayada 15 de mayu de 2006 por cuenta de les baxes puntuaciones. 
En payares de 2007, Bartha acepto un papel en "High Rollers". El so personaxe atrai a un mozu xudíu pa convertise nun distribuidor de éxtasis. El rodaxe ta previstu qu'empiece en Nueva York na primavera de 2008. Anguaño vive na ciudá de Nueva York.
En 2009 actúa na esitosa comedia "The Hangover" como cuartu protagonista.
Anguaño interpreta a David Murray na serie de televisión de NBC The New Normal.
Robin Bartlett
Robin Bartlett (Nueva York, 22 d'abril de 1951) ye una actriz estaunidense, meyor conocida pol so papel como Debbie Buchman na serie "Mad About You", un papel que-y valió una nominación al Premiu del Sindicatu d'Actores.
Ella apaeció na serie de curtia duración "The Powers That Be" y tuvo un papel recurrente como Debbie Buchman (la hermana lesbiana del personaxe de Paul Reiser) na serie "Mad About You" y como productora de televisión en "Sisters". Ella interpretó a una profesora siquier dos veces - como la Sra. Elliott en "Llean on Me" en 1989, depués de nuevu como la profesora de francés, la Sra. Grober na película de 1991 "If Looks Could Kill". Amás, interpretó a la decana d'una escuela privada nun episodiu de la serie de HBO de Larry David, "Curb Your Enthusiasm".
En xunu de 2010 anuncióse que Barlett taría apaeciendo como Hannah Pitt na producción del 20.° aniversariu del Signature Theatre Company de "" de Tony Kushner. Ella tamién interpretó a Bridget Kearns en "Shutter Island" en 2010.
En 2013, interpretó a la Dra. Miranda Crump na segunda temporada de "American Horror Story", "", y esi mesmu añu tornó pa la tercer temporada, "", interpretando a Cecily Pembroke.
Bartlett casóse col actor Alan Rosenberg en 1976, enantes de divorciase en 1984.
James Barton (actor)
James Barton (1 de payares de 1890 – 19 de febreru de 1962) foi un actor de vodevil, teatru, cine y televisión de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en Gloucester City, Nueva Jersey, nel senu d'una familia dedicada al teatru, Barton empezó en 1898 a actuar n'espectáculos minstrel y burlesque representaos nel so condáu. Los sos años d'esperiencia trabayando con artistes afroamericanos convirtiéron-y n'unu de los primeros baillarinos de jazz de los Estaos Xuníos. 
N'actuando con compañíes teatrales de repertoriu pel sur y mediu oeste del país, debutó nel circuitu de Broadway cola revista musical "The Passing Show of 1919", nun papel que orixinalmente taba pensáu para Ed Wynn. Con frecuencia, les sos actuaciones yeren los más destacáu d'unes producciones xeneralmente mediocres. Otres de les producciones teatrales nes que Barton actuó fueron "Sweet and Low" (1930), "Tobacco Road" (1933), "Bright Lights of 1944" (con solu cuatro representaciones), "The Iceman Cometh" (1946), y "Paint Your Wagon" (1951). 
Mientres actuaba en Broadway, Barton algamó'l visu de la so carrera como artista de vodevil, siendo cabeza de cartelu nel Palace Theater n'ocho causes ente marzu de 1928 y abril de 1932.
La carrera cinematográfica de Barton foi concurrente coles sos actuaciones teatrales, empecipiándose en 1923, na dómina del cine mudu, y actuando en distintos curtios de Paramount Pictures en 1929. 
Como actor televisivu, participó nos programes y series "The Ford Television Theatre", "Lux Video Theatre", "Westinghouse Studio One", "The Kaiser Aluminum Hour", "Playhouse 90", "Kraft Television Theatre", "The Rifleman", "The Americans", "Adventures in Paradise", "Naked City", y "Frontier Circus". 
Como amuesa de la calidá de Barton, foi consideráu por Bing Crosby unu de los sos diez artistes favoritos, al pie de nomes de la talla de Al Jolson, Frank Sinatra, Lena Horne, Louis Armstrong, Judy Garland, y Nat King Cole.
James Barton finó por causa de un infartu agudu de miocardiu nel Hospital Nassau de Mineola, Nueva York, en 1962.Foi soterráu nel Campusantu Saint John, nel Condáu de Queens, Nueva York.
Laurie Bartram
Laurie Bartram (San Luis, Misuri, 16 de mayu de 1958 - Lynchburg, Virginia, 25 de mayu de 2007) foi una actriz de cine y televisión estaunidense.
Dempués de dexar el negociu del entretenimientu en 1980, dirixió producciones teatrales locales, fixo traxes pa numberoses producciones y punxo la so voz en trabayos pa delles empreses, incluyendo WSET. Tamién fixo numberosos comerciales y otros trabayos de publicidá.
En 1974 fixo de "Debbie" nel filme de terror The House Of Seven Corpses.
En 1980 asignóse-y el papel de "Brenda" ,una de les víctimes de Pamela Voorhees na película d'horror Friday the 13th (1980).
En 1973 actuó na serie Emergency! nos personaxes de "Jill" y "Karen".
De 1978 a 1979 encarnó a "Karen Campbell" en Another World.
Dempués de trabayar de volao na industria del entretenimientu, matricular nel Liberty Baptist College y conoció más tarde a la so pareya Gregory McCauley, col que tuvo 5 fíos.
Laurie Bartram finó'l 25 de mayu del 2007 por causa de un cáncer d'entrellenzu, a la edá de 49 años. Los sos restos fueron soterraos nel campusantu de Lynchburg, Virginia.
En 2009 n'honor a 30 años de "Vienres 13" mentar nel documental .
Skye McCole Bartusiak
Skye McCole Bartusiak (Houston, Texas; 28 de setiembre de 1992 - "ibídem", 19 de xunetu de 2014) foi una actriz de teatru, cine y televisión estauxunidense.
Nació en Houston, (Texas), aniciando ende mesmu colos sos padres Raymond Donald Bartusiak y Helen McCole hasta la so muerte. Asistió al St. Thomas the Apostle Episcopal pa la so educación primaria.
Realizó'l so primer papel en "The Patriot", protagonizada por Mel Gibson en 2000. Depués interpretó a la nueva Marilyn Monroe na miniserie pa televisión "Blonde" y "Don't Say a Word" al llau de Michael Douglas y Brittany Murphy, dambos en 2001. Tamién interpretó a la nueva Charlie McGee na secuela de "Firestarter", "" y a Megan Matheson na serie de televisión "24". 
Fixo una apaición nel curtiumetraxe "The Vest" en 2003 ya interpretó la parte de The Girl en "Once Not Far from Home" en 2005. Tamién incursionó en teatru, participando en "The Miracle Worker" al llau de Hilary Swank el cual tuvo dos selmanes de funciones nel Charlotte Theatre en Carolina del Norte. 
En 2003, tornó a un periodu de drama con "Love Comes Softly" y un añu dempués interpretó a la nueva Jackie en "Against the Ropes" al llau de Meg Ryan. Unu de los sos papeles más fuertes foi como Franny Roberts na película de terror "Boogeyman". En 2005, participó nel episodiu "The Kids" nun hospital como parte de la serie de drama "House" y tomó el papel principal como Sunshine na película "Kill Your Darlings", alrodiu de un adolescente con problemes que va tomar midíes estremes pa llamar l'atención del so padre psiquiatra.
Los portales web sobre celebridaes "TMZ" y "Variety" reportaron el 19 de xunetu de 2014, que McCole Bartusiak foi atopada muerta nel so departamentu, xusto detrás de la casa de los sos padres en Houston, Texas. La madre de Skye dixo a CNN y a Associated Press que la atopó'l so noviu, sentada na so cama y que ella tuviera sufriendo ataques de epilepsia, lo que pudo xugar un papel na so muerte. L'equipu de "Variety" dixo que "morrió dormida". "TMZ" informó que nun s'esperaba xuegu puercu, n'espera de les resultancies de toxicoloxía.
Billy Barty
Billy Barty (25 d'ochobre de 1924 – 23 d'avientu de 2000) foi un actor estaunidense, famosu pola so condición de nanu.
El so verdaderu nome yera William John Bertanzetti, y nació en Millsboro, Pennsylvania, nel senu d'una familia d'orixe italoamericano. 
Formó parte del grupu que trabayaba na serie de curtios mudos de Mickey McGuire, producciones infantiles de los años venti similares en tonu a les comedies de "La Peada", y nes qu'actuaba un bien nuevu Mickey Rooney nel papel principal. Nel filme "The Gold Diggers of 1933", un Barty de nueve años d'edá interpretaba a un neñu que s'escapaba del so carricoche. 
Por cuenta de la so estatura, gran parte del so trabayu consistió en pequeños papeles y gags, anque tuvo interpretaciones d'importancia en "W.C. Fields and Me" (1976), "Foul Play (Xuegu peligrosu)" y "El Señor de los Aníos" (dambes de 1978), "Under the Rainbow" (1981), "Night Patrol" (1984), "Legend" (1985), "Masters of the Universe" (1987), "Willow" (1988), "UHF" (1989), "Life Stinks (¡Qué ascu de vida!)" y "Radioland Murders" (1994). 
Barty yera conocíu pola so ilimitada enerxía y entusiasmu escontra cualesquier de les producciones nes que trabayaba. Tamién fixo una gran interpretación del pianista Liberace. Amás, actuó col show humorísticu y musical de Spike Jones nel teatru y na televisión, y participó na serie televisiva de la década de 1970 "Dr. Shrinker".
Tamién trabayó nun programa infantil emitíu a nivel local nel Sur de California, "Billy Barty's Bigtop," a mediaos de la década de 1960, nel cual apaecíen con regularidá curtios de los Los trés chiflados. Nun programa, el Stooge Moe Howard visitó'l plató como convidáu sorpresa. Esta producción dio la primer oportunidá a munchos neños de la área de Los Angeles de familiarizase colos nanos, qu'hasta entós raramente apaecíen na pantalla, a nun ser como meru interés.
Barty interpretó a "Sigmund" nel popular programa televisivu infantil "Sigmund and the Sea Monsters", producíu por Sid y Marty Krofft en 1974-1976. En 1983, Barty dio voz al dragón Figment na atracción Journey Into Imagination, nel parque temáticu Epcot. 
Amás del so trabayu artísticu, Barty destacar pola so promoción de los derechos de los afectaos por nanismu. Por ello quedó defraudáu pola insistencia del so contemporaneu Hervé Villechaize en qu'ellos yeren "midgets (sinónimu de nanos)" en cuenta de actores con nanismu. Barty fundó la sociedá Little People of America pa potenciar el so activismu.
Billy Barty tuvo casáu con Shirley Bolingbroke. L'actor finó en 2000 en Glendale (California), a los 76 años d'edá, por causa de un fallu cardiacu. Tuvieron dos fíos, Lori Neilson y el productor y direutor televisivu Braden Barty. La familia pertenecía a La Ilesia de Xesucristo de los Santos de los Últimos Díes.
Mijaíl Chigreýshnikov
Mijaíl Nikoláyevich Barýshnikov (; Riga, Letonia 27 de xineru de 1948), moteyáu "Misha" (diminutivu rusu del nome "Mijaíl"), ye un baillarín, coreógrafu y actor letonio-soviéticu. De cutiu reconocer como'l meyor baillarín de ballet del mundu. El críticu Clive Barnes una vegada llamar «el baillarín más perfectu qu'enxamás viera».
Barýshnikov (que'l so nome ye dacuando transliterado tantu n'español como en diversos idiomes como "Baryshnikov", "Baríshnikov" o tamién "Barishinikov" y les sos variantes) nació en Riga, na República Socialista Soviética de Letonia (Xunión Soviética), de padres rusos. El so padre yera oficial del exércitu y la so madre cordudera. Cuando Mijaíl tenía doce años, la so madre suicidóse, polo qu'él quedó al cuidu del so padre y la so güela. L'artista recuerda la so infancia como relativamente feliz, allegando a les escueles públiques locales y siendo un neñu activu na natación y fútbol. Pensando entós que'l ballet yera bien malo d'entender, nun-y emprestó nenguna atención especial. La so madre, sicasí, yera una gran aficionada. A los once años presentó la so solicitú pa ingresar a la Escuela de Ballet del Teatru de la Ópera de Riga, na cual foi aceptáu un añu dempués, en 1960, y onde siguiría los sos estudios académicos. Mientres esti tiempu, Barýshnikov aprendió a falar francés y aspiraba a ser concertista de pianu. Col tiempu, namoróse más del ballet que del pianu y como resultáu del so propiu interés y el so ésitu en festivales escolares, decidió siguir la carrera de baillarín.
En 1963, mientres una visita a Leningrado, solicitó la entrada na famosa Academia Vagánova de Ballet. Foi darréu almitíu y xunióse a la clase del célebre maestru de ballet Aleksandr Pushkin, quien enantes enseñara a Rudolf Nuréyev. Barýshnikov comentó darréu que Pushkin foi «como un padre» pa él. Al completar los sos estudios en 1966, xunir al Ballet Kírov en Leningrado. A pesar de la tradición, nun empezar como aprendiz nel , sinón que fixo'l so debú profesional como solista, en "Giselle". Esi mesmu añu ganó la medaya d'oru na competición internacional de ballet de Varna, Bulgaria. A la so vuelta de Leningrado, siguió col mesmu ésitu. Dempués de tan solu dos años como profesional, ufiertóse-y el so primer papel principal en "Goryanka" d', papel coreografiado específicamente pa Barýshnikov. Esi mesmu añu, recibió la medaya d'oru na primer competición de ballet de Moscú, amás del premiu Nizhinski. Convertir nel baillarín más nuevu en recibir el Premiu del Estáu al Méritu de la O.R.S.S. Mientres la so estancia en Rusia, foi pareya d', a quien munchos consideraben la más grande baillarina clásica viviente, en ballets como "La bella durmiente", "El cascanueces", "Giselle", "Coppélia", "", y "Don Quixote", y coreografió "Vestris" (1969), nel que representó a Auguste Vestris, y "Creación del mundu" (1971), una opera nueva satírica y relixosa na que Barýshnikov fixo d'Adán al pie de Kolpakova como Eva. Sicasí, el so deséu de trabayar con más coreógrafos occidentales, al pie de les sos esmoliciones sobre lo qu'él consideraba'l tornar del Ballet Kírov, llevar a un creciente desasosiegu.
Dempués de conocer al coreógrafu francés Roland Petit en Leningrado, esti lo convidó a participar nuna xira por Canadá. En 1974, mientres esta xira, el baillarín pidió asilu políticu en Toronto. Más tarde afirmó que Christina Berlin, una amiga so angloamericana, ayudólu a ingeniar la so deserción mientres la xira de Londres de 1970. La so primer actuación dempués de salir del aislamientu temporal en Canadá foi col Ballet Nacional de Canadá nuna versión televisada de "La Sílfide". Más tarde treslladaríase a los Estaos Xuníos.
De 1974 a 1979 foi baillarín principal col American Ballet Theatre (ABT), onde foi pareya de Gelsey Kirkland. Tamién trabayó col New York City Ballet de George Balanchine y fixo xires con compañíes de ballet y danza moderna alredor del mundu mientres 15 meses. Dellos papeles fueron creaos pa él, incluyendo "Opus" (1971) y "The Dreamer" (1979), de Balanchine y Jerome Robbins, "Rhapsody" (1980), de Balanchine y Frederick Ashton, y "Other Dancies" (con Natalia Makárova) de Jerome Robbins. Volvió a ABT en 1980 como baillarín y direutor artísticu, cuidao que caltuvo mientres una década. El 3 de xunetu de 1986, convirtióse en ciudadanu naturalizáu de los Estaos Xuníos.
La década de los 90 apurrió grandes cambeos pal baillarín, que non yá siguió la so actividá en producciones cinematográfiques ("Company Business", con Gene Hackman, 1991), sinón que llanzó les sos propies llínees d'arume Barýshnikov y de ropa pa danza.
El cambéu más importante na so vida profesional rexistrar tres la decisión d'abandonar el ballet, camudándolo pola danza moderna al fundar White Oak Dancie Project, una compañía de xires que fundó xuntu con Mark Morris y de la que foi direutor artísticu dende 1990 hasta 2002.
N'avientu de 2000, Misha (diminutivu de Mijaíl) llogró'l premiu John F. Kennedy Center, que compartió col tenor español Plácido Domingo y l'actriz Angela Lansbury.
En 2004 abrió'l so Centru de les Artes en Nueva York.
Apocayá, recibió dos doctoraos "honoris causa": el 28 de setiembre del 2007 del Conservatorio Shenandoah de la Universidá de Shenandoah, y el 11 de mayu de 2006, de la Universidá de Nueva York.
N'agostu de 2007, Barýshnikov bailló con Ana Llaguna la coreografía de Mats Ek: "Llugar" (títulu orixinal suecu: "Ställe") na Dansens Hus, Estocolmo.
Barýshnikov yera un baillarín únicu por delles razones. Yera de baxa estatura, polo que tuvo que trabayar arduamente pa combatir la so falta adecuación pa papeles como Sigfrido, héroe de "El llagu de los cisnes", onde s'esperaba ver un baillarín más altu y apuestu. Anque popularmente afirmó que «nun importa lo alto que llevantes la pierna. La técnica basar na tresparencia, simplicidá y faer un verdaderu intentu». La so forma de baillar yera reconocida como de «llibru de testu» pol so brillosu técnica, separación emocional y usu de «bravura», que se define como un estilu masculino y atrevío.
En 1980 conoció a l'actriz Jessica Lange, con quien caltuvo una relación sentimental. Un añu dempués nació la so fía, Alexandra Barýshnikova. Cuando Barýshnikov y Lange conociéronse, él falaba bien pocu inglés, y teníen que comunicase en francés. En 1982 el baillarín terminó la so relación con Lange. Auníu a ello, Mijaíl enfrentó'l grave problema d'una operación de rótula, que punxo en peligru la so carrera. Barýshnikov lleva dellos años nuna relación cola exbailarina Lisa Rinehart, con quien contraxo matrimoniu en 2006, y tienen tres fíos: Sofía, Anna y Peter. Nuna entrevista con Larry King, Barýshnikov afirmó que nun creía nel matrimoniu llegal, porque'l compromisu qu'implica la relación nun tien nada que ver col matrimoniu como contratu. Tamién afirmó que nun yera relixosu y que, por tanto, declarase frente a un altar nun significaba nada pa él.
Mientres la so carrera como actor, Barýshnikov foi reconocíu en particular pol so primer papel na película de 1977 "Paso decisivu" ("Pasu decisivu" o "Momentu de decisión") gracies a la cual recibió una nominación al Óscar. Amás, participó como actor principal na película de 1985 "Nueches blanques" ("Nueches de Sol" o "Sol de medianueche"), coreografiada por Twyla Tharp y producida por Taylor Hackford en 1984, al llau de Gregory Hines y Isabella Rossellini, con quien caltuvo una discreta relación sentimental. Y en la película de 1987 "Dancers". Tamién fixo del noviu de Carrie Bradshaw (Sarah Jessica Parker), Aleksandr Petrovsky, na última temporada de "Sexu en Nueva York".
Barýshnikov fixo'l so debú televisivu baillando en 1976, nel programa de la PBS "In Performance Live from Wolf Trap". Mientres les navidaes de 1977, la CBS traxo la so aclamada producción del ballet clásicu de Chaikovski "El cascanueces" a la televisión, y caltúvose hasta esti día como la versión televisada más popular y más vista. Gelsey Kirkland, Alexander Minz y miembros del American Ballet Theatre tamién apaecen nesta versión. La producción rodar en Canadá. Dempués de ser amosada dos veces pola CBS, pasar a la PBS, onde se televisó añalmente cada Navidá mientres munchos años. Ye una de los dos úniques versiones de "El cascanueces" nomada a un Emmy, la otra siendo "The Hard Nut", de Mark Morris, una versión intencionadamente esaxerada y satírica del famosu ballet. Darréu, Barýshnikov apaeció en dos especiales de televisión de la ABC galardonaos con un Emmy, nos que bailló música de Broadway y Hollywood, respectivamente. Mientres los 70 y los 80, apaeció delles vegaes col American Ballet Theatre en "Live from Lincoln Center" y "Great Performances".
Mientres el branu del 2006, foi de xira cola compañía Hell's Kitchen Dancie, patrocinada pel Centru de les Artes Barýshnikov. Amosando obres de los residentes del centru, Azsure Barton y Benjamin Millipied, la compañía foi de xira polos Estaos Xuníos y España.
El 2 de payares de 2006, Barýshnikov y la chef Alice Waters apaecieron nun episodiu de la serie orixinal "Iconoclastes" de la canal televisiva Sundance. Los dos bonos amigos falaron sobre los sos estilos de vida, les sos fontes d'inspiración y de los proyectos sociales que los faen únicos. Mientres el programa, Alice Waters visitó'l Centru de les Artes de Barýshnikov en Nueva York. Dempués, la xira de Hell's Kitchen Dancie lleva a Barýshnikov Berkeley a visitar el restorán de Alice Waters, "Chez Panisse".
El 17 de xunetu de 2007, el programa de la PBS "News Hour with Jim Lehrer" fixo mención de Barýshnikov y el so Centru de les Artes.
Dante Basco
Dante Roman Titus Basco (Pittsburg, California, 29 d'agostu de 1975) ye un actor estaunidense, actor de doblaxe, poeta y baillarín. Ye conocíu por doblar a Zuko na serie de Nickelodeon , Jake Long de la serie de Disney o por interpretar el papel de Rufio na película de 1991 Hook xuntu a a Robin Williams.
Richard Basehart
Richard Basehart (n. 31 d'agostu de 1914 - f. 17 de setiembre de 1984) foi un actor estaunidense.
Nacíu en Zanesville, Ohio, EE. XX., el 31 d'agostu de 1914 como John Richard Basehart, debuta nel cine en 1947, en pasando pol teatru, cola película "Repeat Perfomance" ("Volver vivir") na qu'alloria a la fin; siguiendo colos sos papeles de trastornado como nel so segundu filme, "Cry Wolf", interpreta a un suicida nel filme "Fourteen Hours" ("Hores de congoxa"). Ye un actor que viaxa enforma, sobremanera per Europa, onde unu de los sos papeles cinematográficos más notables foi'l d'acróbata conocíu como "el Llocu" na aclamada película italiana "La Strada", dirixida por Federico Fellini. Ye interesáu'l datu de qu'intervieno nuna película española empobinada pol gran Berlanga, "Los xueves milagru" ("Arrivederci Dimas"), na que fai de santu milagreru. Tamién apaeció como asesín nel clásicu del cine negru "Orde: caza ensin cuartel" ("He Walked by Night" (1948)), onde impon la so característica personalidá, como miembru de la cla de Hatfield -nel que vuelve interpretar el papel de psicóticu- en "Roseanna McCoy" (1949), nel drama "Decisión enantes d'amanecer" ("Decission Before Dawn") (1951), "Moby Dick" (1956), como Ishmael. En 1964 protagoniza la serie de televisión "Viaxe al fondu del mar", na qu'interpreta al almirante Nelson, arriendes de la cual foi conocíu a nivel mundial. Pero desque la serie terminóse, tuvo dificultá p'atopar de nuevu'l so sitiu nel mundu del cine: el productores teníen la memoria curtia.
Les puertes del cine van cerrándose-y a Richard, dempués d'una carrera más que granible, y mientres cinco llargos año nadie va ver en pantalla. Ye n'Europa nuevamente onde vuelve atopar el so sitiu: el francés Claude Lelouch da-y la oportunidá y contrátalu pa la película "Un Homme qui me Plaît" ("A man I like" / "Del amor y l'infidelidá") de 1969. Dende entós la so carrera paez de nuevu impulsada, partiéndose ente la pequeña y la gran pantalla. Con éses participa en múltiples series de televisión como estrella convidada y per otru llau interpreta a un degaxáu home-animal en "La isla del Dr. Moreau" de 1977. El so últimu filme va ser "Bienveníu, Mr. Chance" (1979/1980).
La so última apaición pública ye pa narrar el poema de clausura de los Xuegos Olímpicos de Los Angeles el 12 d'agostu de 1984. A otru día sufre una serie d'ataques. Richard muerre'l 17 de setiembre de 1984 nel Cedars-Sinaí Medical Center (L.A.) d'una parada cardiaca. Una placa conmemorativa atopar nel Urn Garden de Westwood Village Cementery en Beberly Hills (CA), sección C fila 2B.
Tamién participó en "Knight of the Phoenix", primer episodiu del programa "Knight Rider", representando'l papel de Wilton Knight.
Blake Bashoff
Blake Warren Bashoff (nacíu'l 30 de mayu de 1981) ye un actor de televisión estauxunidense, conocíu por interpretar el papel de Moritz Stiefel en "Spring Awakening". Tamién apaeció en munches otres series faciendo papeles secundarios, como en "Lost", faciendo'l papel de Karl.
Nació en Filadelfia, Pensilvania en 1981, ye xudíu. Empezó a actuar con 10 años n'anuncios publicitarios y dempués baillando y cantando nel cine y el teatru. Dempués de graduase nel institutu en 1999, camudar a Hollywood.
Bashoff apaeció en "Bushwhacked", "Big Bully" (papel pol que ganó un Young Artist Award y apaeció en "The New Swiss Family Robinson" en 1998. Unos años dempués, consiguió l'actuar como Eric Black en "Judging Amy". Tamién apaeció en "Deuces Wild", "Minority Report" y en "One Tree Hill". En 2006, actuó como Karl na serie "Lost", mientres unos cuantos capítulos de les temporaes tercer y cuarta.
El 18 d'avientu de 2007, fixo'l so debú en Broadway, remplazando a John Gallagher Jr. col papel de Moritz Stiefel en "Spring Awakening", musical que ganó un premiu Tony. La so última actuación en Broadway foi'l 2 d'agostu de 2008, al ser reemplazáu por Gerard Canonico.
Tamién actuó na película "Together Again for the First Time".
Kim Basinger
Kimila Ann Basinger (Athens, Xeorxa, Estaos Xuníos, 8 d'avientu de 1953) más conocida como Kim Basinger, ye una actriz, Productor de cine productora y modelu estadounidense. Delles vegaes galardonada pol so desempeñu actoral y pola so carrera como modelu.
Convertir n'actriz de televisión a mediaos de los años 1970 y n'actriz de cine a empiezos de los años 1980, década mientres la cual foi una de los sos principales sex-symbol. Participó en más de treinta películes, ente les que s'atopen ésitos de taquilla como "Nunca digas nunca enxamás", "Nueve semana y media", "Llocos d'amor" y "Batman". La so actuación nel filme "L.A. Confidential" facer acreedora de diversos galardones, ente ellos un Óscar, un Globu d'Oru y un premiu del Sindicatu d'Actores.
Kim casóse dos veces. La primera d'elles en 1980 col maquillador Ron Snyder, del que se divorció nueve año dempués. Darréu, en 1993, col tamién actor Alec Baldwin, padre de la so fía Ireland Eliesse y de quien se dixebró en 2002
A los 16 años foi escoyida Miss Xeorxa y mientres les eliminatories nacionales en Nueva York ufiertáron-y un contratu como modelu fotográfica. Con namá 17 años empezó una carrera llarada d'ésitos como modelu d'alta cordura. Amás de realizar dichu trabayu, asistió a clases d'interpretación y de cantar. En 1977 fixo la so primer apaición en series de televisión, ente otres, en Los ánxeles de Charlie. En 1978 llogró'l so primer papel principal nun telefilme.
Empecipió la so carrera nel cine en 1981 cola película ""Hard Country"", dirixida por David Greene. 
Los sos primeros ésitos llegaron con películes como la non oficial de Bond, ""Nunca digas nunca enxamás"" (1983) y, sobremanera, con ""Nueve semana y media"" (1986), xuntu a Mickey Rourke. Ente los sos trabayos siguientes, cabo citar ""Llocu d'amor"" (1985), ""Cita a palpu"" (1987), ""Batman"" (1989), ""Analís final"" (1992) y ""La fuxida"" (1994). Recibió'l Óscar a la Óscar a la meyor actriz de repartu meyor actriz secundaria pol so trabayu en ""L.A. Confidential"" en 1998.
Tuvo casada en dos causes; la primera, en 1980, col maquillador Ron Snyder-Britton, del que se divorció nueve año dempués. Darréu tuvo casada col tamién actor Alec Baldwin, padre de la so fía Ireland Eliesse y de quien se dixebró en 2001. 
En 1993, protagonizó l'anunciu de Freixenet. Kim salía cantando "As time goes by" (Casablanca) y deseyando felices fiestes a'l españoles.
En 1993 tamién protagonizó'l videoclip de la tema (L'últimu baille de Mary Jane) del grupu Tom Petty And The Heartbreakers.
Kim Basinger ye vegana dende los 8 años, y activista polos derechos de los animales. Una de les sos frases más conocíes al respeutu ye: "Si pudieres sentir o ver el sufrimientu, nun lo pensaríes dos veces. Devuelve la vida. Nun comas carne". 
Tien una estrella nel paséu de la fama de Hollywood.
Barbara Bates
Barbara Bates (Denver, Coloráu; 6 d'agostu de 1925 - ibídem, 18 de marzu de 1969) foi una llexendaria actriz de cine, teatru y televisión estauxunidense.
Barbara yera la mayor de tres fíos d'una emplegada postal, nacida en Denver , Coloriáu . Mientres crecía en Denver, estudió ballet y trabayó como una modelu adolescente en dellos desfiles. La cobarde moza foi persuadida pa entrar nun concursu de guapura, que ganó, recibiendo dos pasaxes día y vuelta en tren a Hollywood, California. Dos díes enantes de tornar a la so ciudá natal, axuntar con Cecil Coan, un publicista de United Artists, xunta camudaría'l cursu de la so vida pa siempres. Empecipió la so carrera a los 19 años d'edá.
En septiembre de 1944, Bates robló un contratu con Universal Pictures dempués de que Cecil Coan presentar al productor Walter Wanger. Poco dempués, foi escoyida como una de les "Siete neñes Salome" nel drama de 1945 "Salome Where She Danced", protagonizada por Yvonne De Carlo. Depués pasó los próximos años como actriz d'acción, en pequeños papeles en películes y faciendo diseños pa revistes como "Yank, the Army Weekly" y ´´Life". Foi nuna d'eses sesiones de semeyes que llamaron l'atención de los executivos de Warner Bros. que la contrataron en 1947. Apaeció con delles de les más grandes estrelles de l'actualidá como Bette Davis en "June Bride" y Danny Kaye en "The Inspector Xeneral".
En 1949, el contratu de Bates con Warner Bros. terminóse cuando ella negóse a dir a Nueva York pa promocionar el filme "The Inspector Xeneral" . A pesar de ser despidida pola Warner Brothers, rápido robló un contratu con 20th Century-Fox esi mesmu añu
A finales de 1949, audicionó pal pequeñu papel de Phoebe en "All About Eve". Ente los sos oponentes na competencia taba Zsa Zsa Gabor, sicasí, Bates impresionó a'l productores y concedióse-y el papel.
Dempués de la so apaición en "All About Eve", co-protagonizó en "Cheaper by the Dozen" , y la so remortina "Belles n'estáu d'alerta" , con Jeanne Crain y Myrna Loy. En 1951, llogró un papel al pie de MacDonald Carey y Claudette Colbert na comedia "Let's Make It Llegal".
1946: "A Night in Paradise" ... Palace Maiden
A principiu de 1945, namorar de Cecil Coan, el so publicista, que s'atopaba nesi momentu casáu y con cuatro fíos. En marzu d'esi añu, Coan divorcióse de la so esposa y casóse de callao con Bates díes más tarde.
A pesar d'una carrera aparentemente esitosa, la vida de Bates, tantu dientro como fora de la pantalla, empezó a tornar col pasu del tiempu. Convertir nuna víctima de los cambeos d'humor estremu, la inseguridá, la mala salú, y la depresión crónica. En 1954, llogró'l papel de "Cathy" na sitcom de la NBC, "It's a Great Life", co-protagonizada por Frances Bavier como la so madre, Amy Morgan y James Dunn como'l so tíu "Earl Morgan". Dempués de siete episodios, foi atayáu por cuenta del so comportamientu erráticu y a la depresión. Bates, entós trató de salvar la so carrera y viaxó a Inglaterra pa buscar trabayu. Siguió siendo bien emocionalmente inestable pa trabayar y en 1957, el so contratu cola Organización Rank foi atayada. La so última apaición en pantalla foi na serie "The Saint" que salió al aire en payares de 1962.
En 1960, al pie del so maríu camudar de nuevu a la Estaos Xuníos y consiguió un apartamentu en Beverly Hills . Más tarde nesi mesmu añu, a Coan foi-y diagnosticáu cáncer. Bates permaneció dedicada al so home y escasamente salía de la so cama, pero l'esfuerzu foi demasiáu pa ella. Intentóse suicidar cortándose les muñeques y foi treslladada d'urxencia al hospital "Cedars-Sinai Hospital" , onde se recuperó.
En xineru de 1967, el maríu de Bates, Coan Cecil, morrió de cáncer. Afarada pol so fallecimientu, cayó entá más na depresión. Más tarde nesi añu, retirar de nuevu a Denver y alloñóse dafechu del espectáculu. Mientres un tiempu, trabajabó como secretaria, como asistente dental, y como ayudante d'hospital. N'avientu de 1968 casar por segunda vegada con un amigu de la infancia, el deportista William Reed. A pesar del so nuevu matrimoniu, Barbara taba cada vegada más abatida y ablayada. 
El 18 de marzu de 1969, pocos meses dempués del so matrimoniu con Reed, Barbara Bates suicidar nel garaxe de la so madre productu d'un envelenamientu por monóxidu de carbonu. Tenía 43 años d'edá.
Blanche Bates
Blanche Bates (25 d'agostu de 1873 – 25 d'avientu de 1941) foi una actriz estaunidense.
Nacida en Portland, Oregón, debutó como actriz teatral en San Francisco (California) nuna representación con fines benéficos de la obra de Brander Matthews "This Picture and That". Ente los sos primeros ésitos figuren les sos actuaciones como Mrs. Hillary en "The Senator", Phyllis en "The Charity Ball", y Nora en "Casa de muñeques". En 1898 Bates entró a formar parte de la compañía teatral de Augustin Daly, y al añu siguiente actuó nel Daly's Theatre de Nueva York interpretando a Mirtza en "The Great Ruby". Más adeIante, en 1901, foi Cigarette en "Under Two Flags", obra llevada a escena nel Teatru Garden de Nueva York. A partir d'entós dedicóse a actuar en producciones de David Belasco, consiguiendo un gran ésitu con "The Darling of the Gods" (1902) y "The Girl of the Golden West" (1905) y, pasada la Primer Guerra Mundial, con "The Famous Mrs. Fair" (1919). 
En 1900 Bates casóse con Milton F. Davis, un teniente del Exércitu de los Estaos Xuníos. La pareya nun tuvo fíos y acabó divorciándose. Volvió casase en 1912, con George Creel, un periodista y políticu, col que tuvo un fíu, George Jr., y una fía, Frances.
Blanche Bates finó en San Francisco (California) en 1941, por causa de un ictus. Foi soterrada nel Campusantu Cypress Lawn Memorial Park de Apina (California).
Kathy Bates
Kathleen Doyle Bates, meyor conocida como Kathy Bates (Memphis, Tennessee, 28 de xunu de 1948) ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine, televisión y teatru, ganadora de los premios Óscar, Globu d'Oru, Emmy y SAG. 
Kathy Bates nació'l 28 de xunu de 1948 en Memphis, Tennessee como la fía menor de Langdon Doyle Bates, un inxenieru mecánicu y Bertye Talbot, una ama de casa. Tien dos hermanes mayores, Patricia y Mary. Afayó'l so gustu pola actuación interpretando delles obres na secundaria, darréu estudió na Southern Methodist University en Dallas, Texas, graduándose n'Arte Dramático en 1969. En 1970, Bates camudar a Nueva York pa desenvolver la so carrera como actriz.
La so primer película foi "Taking Off", en 1971. Recibió un Óscar a la meyor actriz pola so magnífica actuación en "Misery", cinta que protagonizó xuntu a James Caan; gracies a la cual alcuéntrase nel puestu 17 de les "100 meyores interpretaciones de villanos del cine". Dende esi momentu trabayó con mayor frecuencia como actriz de repartu.
Mientres los ochenta y principios de los noventa participó n'obres de teatru, en series de televisión y en películes como "Come Back to the Five and Dime, Jimmy Dean, Jimmy Dean", "The Morning After", "Straight Time", "Men Don't Leave", "Dick Tracy", "Fried Green Tomatoes", película basada na novela de Fannie Flagg, y "Arthur 2: On the Rocks" protagonizada por Tema Minnelli. L'actriz vivió unu de los meyores momentos de la so carrera artística en participando en "Titanic en 1997", onde interpretaría a la superviviente Margaret ""Molly"" Brown; según na sátira política "Primary Colors".
En 2002 ufiertóse-y el papel de "Ma" na película "Chicago", pero nun pudo aceptalo, pos tenía un compromisu pa grabar con Jack Nicholson la película "About Schmidt" (pola que sería nomada al Óscar a la meyor actriz de repartu). En 2008 realizó una maxistral interpretación secundaria en "Revolutionary Road".
En 2011 trabayó per segunda ocasión con Woody Allen na película "Midnight in Paris" interpretando a la escritora Gertrude Stein.
En 1991, contraxo matrimoniu col actor Tony Campisi, viviendo xuntos mientres seis años hasta'l so divorciu en 1997. En 2003, Bates foi diagnosticada con cáncer d'ovariu, pero decidió "non" faer públicu'l so carecimientu sinón hasta 2009, nuna entrevista cola periodista Meredith Vieira pal programa "Today", tresmitíu pola cadena NBC, onde revela'l so trunfu contra'l cáncer.
Chris Bauer
Mark Christopher "Chris" Bauer (nacíu'l 28 d'ochobre de 1966) ye un actor de cine y televisión de los Estaos Xuníos.
Chris Bauer nació na ciudá Los Angeles, California y recibió educación secundaria nel Miramonte High School en Orinda, California. Xugó nel equipu de fútbol del campeonatu de Miramonte nel añu 1984. Darréu estudió na Universidá de San Diego y graduóse na Yale School of Drama.
Chris Bauer apaeció en numberoses series de televisión, de cutiu interpretando policías y oficiales de la llei. Anguaño los sos papeles más conocíos son el del Sheriff Andy Bellefleur na serie "True Blood" de HBO y el de Frank Sobotka na serie "The Wire". Tamién apaeció en "61*" (2001), el debú de Billy Crystal como direutor, interpretando a Bob Cerv, un xugador de los Yankees de Nueva York. Otros de los sos papeles pa televisión fueron Fred Yokas, home de la oficial Faith Yokas na serie "Third Watch", l'axente Dodd na serie "Smith" de la CBS, un sacerdote en "Life on Mars" de la ABC y el detective Lou Destefano na miniserie "The Lost Room" de Sci Fi Channel. Apocayá Bauer sigui interpretando al sheriff Bellefleur na quinta temporada de "True Blood".
Chris Bauer interpretó al maestru d'escuela Lloyd Gettys na película "L'abogáu del diañu" (1997) y apaeció como'l personaxe amazcaráu "Machine" en "8 mm" (1999), protagonizada por Nicolas Cage. Interpretó al fotógrafu Irving Klaw na película biográfica "The Notorious Bettie Page" (2005) y como l'autor Ken Kesey na película "Neal Cassady" (2007).
Kristin Bauer
Kristin Bauer van Straten (nacida'l 26 de payares de 1966 como Kristin Neubauer) ye una actriz estauxunidense de cine y televisión, más conocida pol papel de Pam na esitosa serie "True Blood" de HBO y como Maléfica, na serie Once Upon a Time.
Bauer nació y crióse en Racine, Wisconsin, colos sos padres - un vidueñu caballeru y coleicionista d'armes y una ama de casa arreyada en caridaes. Nel so niñez Kristin practicó deportes y, como'l so padre, montaba y practicaba tiru.
Estudió belles artes en St. Louis, Boston y Nueva York na so mocedá, pero decidió ser actriz y camudóse a Los Angeles, onde vivió desque empezó a actuar en 1994.
Sigue dibuxando y pintando y realiza semeyes por encargu. 
En 1995 tuvo'l so primer papel recurrente nuna serie de televisión como Maggie Reynolds en "The Crew". Otros roles inclúin el de Geneva Renault en "Total Security", Candy Cooper en "That's Life" y Belinda Slypich en "Hidden Hills".
Seique'l so trabayu más conocíu en cine foi en "Dancing at the Blue Iguana" en 2000. Bauer interpretó a una estrella porno apaeciendo como l'atracción destacada nun chigre desnudista faciendo un númberu de baille eróticu ensin ropes. En 2001 actuó nel premiáu curtiu "Room 302" y en 2004 tuvo un papel menor en "50 First Dates", con Adam Sandler. Na serie animada Lliga de la Xusticia, dio-y la voz a la heroína Mera.
Tamién realizó participaciones especiales en delles series de TV como "L. A. Law", "Seinfeld", "Everybody Loves Raymond", "Dark Angel", "Two and a Half Men", "", "", "Desperate Housewives", "George Lopez" y otres.
Ye famosa la so apaición en "Seinfeld" nel episodiu "The Bizarro Jerry" onde interpretaba a Gillian, la novia de Jerry con "manos d'home".
Bauer anguaño interpreta a la vampiru Pam en "True Blood" y n'avientu de 2009 TVGuide.com confirmó que Kristin fuera promovida a regular y non a participaciones especiales na serie.
"George Lopez" (1 episodiu, 2007) ... Cris Watson 
Steven Bauer
Esteban Echevarría (2 d'avientu de 1956, L'Habana, Cuba), conocíu artísticamente como Steven Bauer, ye un actor cubanu con nacionalidá d'Estaos Xuníos.
En 1960, pocu dempués del trunfu de la revolución cubana, y con namái tres años, emigró de Cuba al pie de la so familia escontra Miami, Florida. La so vocación orixinal foi escontra la música, pero fixo actor mientres estudiaba nel Miami-Dade Community College.
Darréu treslladóse a la Universidá de Miami, onde estudió nel Departamentu d'artes Teatrales y realizó representaciones nel Jerry Herman Ring Theatre. Darréu camudóse a Nueva York, onde tuvo como profesora d'actuación a Stella Adler, apaeciendo en delles producciones de teatru. 
El so primer papel importante foi'l de Manolo Ray (Manny Ribera na versión inglesa) na conocida cinta de 1983 ""Scarface"". El productores d'esta película diéron-y el papel basándose nos sos antecedentes cubanos. La so actuación valió-y una candidatura a los Globu d'Oru na categoría de meyor interpretación de repartu. ""Scarface"" narra la vida d'un inmigrante cubanu que s'introduz nel negociu ilícitu de drogues.
Bauer tuvo casáu cola actriz Melanie Griffith dende mayu de 1982 hasta 1987. En divorciándose casóse con Ingrid Anderson en 1989. Tuvo un fíu con caúna d'elles.
El so segundu matrimoniu terminó en divorciu 1991. Un añu más tarde, casóse cola so tercer esposa, Christiana Boney, de quien terminaría divorciándose tamién.
"Hitters Anonymous" (2005) ... Theodore Swan 
"Anónimos" (2003) ... Edgar 
"Forever Lulu" (2000) ... Lou
"Los dos cares de la verdá" (1996) ... Joey Pinero 
"Drive Like Lightning" (1992) (TV) 
William J. Bauman
William J. Bauman foi un direutor y actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu.
Brian Baumgartner
Brian Baumgartner (n. 29 de payares de 1972) ye un actor estaunidense de cine y televisión, conocíu pol so papel de "Kevin Malone" na serie de NBC, The Office.
Baumgartner nació en Atlanta, Xeorxa, onde asistió a la escuela Holy Innocents' Episcopal School. Asistió a la escuela secundaria The Westminster Schools en Atlanta con Ed Helms, quien ye'l so compañeru en The Office. Graduóse un añu dempués, en 1992. 
Depués asistió a SMU enantes de camudase a Los Angeles, desempeñóse como Direutor Artísticu del Teatru Escondíu en Minneapolis, Minnesota, onde recibió dellos premios pola so excelencia artística y d'actuar. Amás trabayó nel Teatru Guthrie, Berkeley Repertory Theatre, la compañía de Teatru pa Neños y Teatru de la Jeune Lune. Baumgartner estudió actuación na Escuela d'Artes Meadows de la Universidá Metodista del Sur. Ye fanáticu de los Dodgers de Los Angeles. Anguaño vive en Los Angeles y Hilton Head cola so esposa y fía.
Les apaiciones de Baumgartner en televisión inclúin papeles en Jake in Progress, Arrested Development y Everwood. Tamién actuó como un buscador de talentos en Last Comic Standing cola so compañera en The Office, Kate Flannery. 
Dende 2005 hasta 2013 actuó na serie The Office.
Él apaez en License to Wed, la película de comedia romántica como Mar xuntu a Robin Williams y el so compañeru de The Office, John Krasinski. 
En xunu de 2007, Baumgartner ganó un Premiu Daytime Emmy por "Meyor Programa de Banda Ancha - Comedia", pol so trabayu en The Office Accountants. Compartió'l premiu con Angela Kinsey y Oscar Núñez.
El 8 de xunetu de 2008 presentar col restu del elencu de The Office en Celebrity Family Feud, nel qu'el so equipu trunfó sobre l'equipu de American Gladiators. Él tamién apaeció nun videu d'humor "Les carreres de tortúa" la serie en YouTube. Tamién foi actor de voz, como una pantasma vampira, en Adventure Time nun episodiu de 2011 tituláu "La firma de calor"
Frances Bavier
Frances Elizabeth Bavier (14 d'avientu de 1902 – 6 d'avientu de 1989) foi una actriz teatral, cinematográfica y televisiva de nacionalidá estaunidense. Empecipiada nel ambiente teatral de la ciudá de Nueva York, Bavier trabayó nel cine y la televisión a partir de la década de 1950. Fixo'l papel de Tida Bee en "The Andy Griffith Show" y en "Mayberry R.F.D." ente 1960 y 1970, ganando'l por dichu papel en 1967.
Nacida na ciudá de Nueva York, Bavier estudió na Universidá de Columbia y na American Academy of Dramatic Arts enantes de dedicase a l'actuación. De primeres trabayó nel vodevil, y más tarde foi actriz teatral nel circuitu de Broadway. Bavier actuó en más d'una docena de películes, ya interpretó diversos papeles de repartu pa la televisión. Destaquen les sos actuaciones na obra "Point of Non Return", xuntu a Henry Fonda, y el so papel de Mrs. Barley nel clásicu de 1951 "The Day the Earth Stood Still". En 1957 encarnó a Nora Martin, madre de Eve Amburen, na serie de curtia trayectoria "The Eve Amburen Show". 
Bavier tuvo una relación d'amor odio col so papel más famosu, el de la Tida Bee en "The Andy Griffith Show". Como actriz neoyorquina, sentía qu'el so talentu yera pasáu por altu. Coles mesmes, interpretó a la Tida Bee mientres ocho temporaes y foi la única persona que, formando parte de la repartida orixinal, siguió cola serie spin-off "Mayberry R.F.D.," emitida mientres tres temporaes. La so interpretación valió-y ganar el en 1967. La estrella del show, Andy Griffith, esplicaba que los dos munches vegaes aldericaben mientres la producción del programa y que, poco primero de que ella finara, llamólu pa esculpase poles dificultaes que causara mientres los rodaxes.
En 1972, Bavier retirar de la interpretación y mercó una casa en Siler City (Carolina del Norte). Sicasí, tuvo una curtia torna en 1974 participando nel filme de calter familiar "Benji". Bavier nunca se casó, y nun tuvo descendencia. Anque difícil nes sos relaciones personales, participó n'actividaes benéfiques, promocionando actividaes navidiegues y cooperando cola organización Easter Seals dende la so casa en Siler City.
Por motivos de calter médicu, Bavier hubo d'arrenunciar a tomar parte del telefilm de 1986 "Return to Mayberry", protagonizáu por Andy Griffith.
El 22 de payares de 1989 Bavier ingresó nel Hospital Chatham. Sufría una dolencia cardiaca y un cáncer, y hubo de permanecer dos selmanes nuna unidá coronaria. Recibió l'alta'l 4 d'avientu de 1989 y finó dos díes depués na so casa de Soler City por causa de un infartu agudu de miocardiu. Frances Bavier foi soterrada nel Campusantu Oakwood de Siler City.
Anne Baxter
Anne Baxter (Michigan City, Indiana, 7 de mayu de 1923-Nueva York, 12 d'avientu de 1985) foi una actriz estadounidense ganadora del premiu Óscar.
Baxter nació en Michigan City, Indiana. Los sos padres yeren Kenneth Stuart Baxter y Catherine Wright. El so güelu maternu yera l'arquiteutu Frank Lloyd Wright. El so padre foi un prominente executivu de la "Seagrams Distillery" y ella se crio metanes la sofisticación y el luxu, en Nueva York. Cuando tenía 10 años, asistió a una obra de Broadway protagonizada por Helen Hayes y quedó tan impresionada que-y dixo a la so familia que quería convertise n'actriz. A la edá de 13 años actuara en Broadway. Mientres esti períodu Baxter aprendió l'arte de l'actuación como estudiante de l'afamada profesora Maria Ouspenskaya.
Pal papel de Mrs. DeWinter en "Robeca", Baxter realizó una prueba de cámara, pero perdió contra Joan Fontaine, porque'l director Alfred Hitchcock considerar «demasiao mozu» pa interpretar el personaxe. La fuerza d'esi primer acercamientu al mundu del cine provocó que Baxter, con namá 16 años, roblara'l so primer contratu por 7 años cola 20th Century Fox. La so primer apaición cinematográfica foi na película "Twenty Mule Team", de 1940. Foi escoyida por Orson Welles por qu'actuara en "El cuartu mandamientu", basada na novela de Booth Tarkington. Al poco tiempu Baxter tuvo un papel protagonista en "El filu de la navaya", de 1946, pola cual ella ganó'l Óscar por Óscar a la meyor actriz de repartu Meyor Actriz de Repartida.
En 1950 coprotagonizó "Eva al desnudu", por cuenta del so gran paecíu con Claudette Colbert, quien foi originalmente la escoyida por que coprotagonizara la película. Baxter foi nomada a Meyor Actriz pol so papel protagonista de Eve Harrington, papel pol cual Anne Baxter ganóse un llugar na hestoria del cine. Al avanzar la década, Baxter tamién siguió actuando nel teatru profesional. Baxter participó na obra de teatru "John Brown's Body", basada nel llibru de Stephen Vincent Benét, dirixida por Charres Laughton, que estrenóse en Broadway en 1953. 
Anguaño, Anne Baxter ye probablemente meyor recordada pol so papel de la reina exipcia Nefertari, xuntu al personaxe de Moisés, interpretáu por Charlton Heston, na premiada película "Los diez mandamientos" (1956), de Cecil B. DeMille.
Baxter apaeció regularmente na televisión nos años 60. Por casu, participó nel popular programa de la emisora CBS "What's My Line?" como una Invitada de Misteriu». Tamién protagonizó, como convidada especial, dos episodios del show de televisión del superhéroe de los 60, Batman, como la villana «Zelda la Grande» (episodios 9 y 10 en 1966).
Baxter volvió a Broadway en 1970, en "Aplausu", la versión musical de "Eva al desnudu", pero esta vegada como «Margo Channing», rol actuáu na película por Bette Davis (ella sustituyía a Lauren Bacall, que ganó un premiu Tony pol so papel). Cuatro año dempués despidióse de los escenarios neoyorquinos con "A Song at Twilight" y "Come Into the Garden Maud", dambes del británicu Noel Coward.
Nos 70, Baxter foi frecuentemente convidada y sustituyó al anfitrión nel popular programa diurnu "The Mike Douglas Show", una y bones Baxter y Mike Douglas yeren bien bonos amigos. En 1983, protagonizó la serie de televisión "Hotel" dempués de reemplazar a Bette Davis nel casting al cayer enferma esta. Baxter tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood en 6741 Hollywood Bulevard.
Nos 50, Baxter casóse y divorció del actor John Hodiak. D'esta unión nació la fía mayor de Baxter, Katrina. En 1961, Baxter y el so segundu home, Randolph Galt, dexaron los EE. XX. pa vivir y por que los sos fíos crecieren nuna granxa de caves nel Outback australianon. Ella cuntó la hestoria nes sos memories "Descansu: Una hestoria real". Nel llibru, Baxter culpar a sigo mesma como la causante del fracasu del so matrimoniu con Hodiak.
Anque'l so segundu matrimoniu con Galt nun duró muncho más, Baxter y Galt tuvieron dos hijo xuntos: Melissa y Maginel. En priváu mientres esti períodu, Baxter referir a sigo mesma como Ann Galt ente los sos vecinos en Brentwood, California, probablemente como un camín pa embrivir el so estatus d'estrella y por que les sos fíes crecieren d'una manera lo más natural posible. Baxter tuvo de volao casada otra vegada en 1977 con David Klee, un destacáu corredor de bolsa, pero enviudó cuando esti morrió inesperadamente por enfermedá. 
Ellos mercaren una casa d'estensión en Easton, Connecticut, que remocicaren estensamente, pero Klee nun viviría pa ver completada la renovación. 
La casa tenía una arquitectura que recordaba a les estructures de techu planu de Frank Lloyd Wright. Baxter tenía la chimenea del cuartu reconstruyida a partir de la pieza maestra del so güelu. Baxter nunca se volvió a casar.
Baxter morrió d'un aneurisma cerebral el 12 d'avientu de 1985, mientres caminaba por "Madison Avenue" en Nueva York. Ta soterrada na finca de Frank Lloyd Wright en Spring Green (Wisconsin) 
Baxter foi sobrevivida polos sos trés fíes adultes. Baxter foi amiga de tola vida de la diseñadora de vestuariu Edith Head hasta la so muerte en 1981. A la fía de Baxter, Melissa foi-y mandada una estraordinaria colección de xoyes de Head. Melissa Galt trabayó como diseñadora d'interiores en Atlanta. Katrina Hodiak casóse y tuvo fíos. Maginel Galt fíxose monxa católica viviendo y trabayando en Roma.
Meredith Baxter
Meredith Baxter (South Pasadena, California, 21 de xunu de 1947), tamién conocida mientres dellos años como Meredith Baxter Birney, ye una actriz y productora cinematográfica d'Estaos Xuníos. Ye popular poles sos interpretaciones en dos series de televisión: "Family" (1976-1980), un drama de televisión pa la cadena ABC TV, y "Family Ties" (1982-1989), una comedia de situación producida pola NBC, conocida como "Llazos Familiares" en casi toa Hispanoamérica" o Enriedos de familia" en España y "Llazos de familia" en Arxentina.
Meredith Ann Baxter nació en South Pasadena, California, fía de l'actriz y ceadora de comedies de situación, Whitney Blake, y de Tom Baxter, un llocutor de radiu. Se crio nel sur de California y tien dos hermanos: Richard (nacíu en 1944) y Brian (nacíu en 1946). Tres el divorciu de los sos padres, la so madre volvió casase con Jack Fields y, tres la muerte d'este, col escritor de comedies de situación Allan Manings (1924-2010).
Baxter llogró'l so primera gran ésitu na televisión en 1972 como una de les estrelles de "Bridget Loves Bernie", una comedia de situación de la cadena CBS. La serie foi atayada dempués d'una temporada, pero'l so co-protagonista, David Birney, convertir nel so segundu home en 1974. Dempués del so matrimoniu y hasta el so divorciu en 1989, camudó'l so nome pol de Meredith Baxter Birney.
Como Baxter-Birney, tuvo celebridá mientres dellos años pol so papel en "Family". Ella interpretó'l papel de Nancy Lawrence Maitland y recibió dos nominaciones a los premios Emmy na categoría de (1977 y 1978).
Cuando terminó la serie "Family", foi protagonista xuntu a Annette O'Toole y Shelley Hack en "Vanidaes" (1981), una producción televisiva d'una obra de teatru del xéneru comedia-drama sobre la vida, los amores y l'amistá de trés animadores de Texas, dende la so etapa en educación secundaria hasta dempués de graduación na universidá, que foi emitida como parte de "Standing Room Only", una serie emitida nel canal de pagu de la cadena de televisión HBO.
La siguiente serie de Meredith Baxter-Birney foi "Family Ties", na qu'interpretaba a Elyse Keaton, una madre d'un ex-hippie. Na realidá, ella ye namái catorce años mayor que Michael J. Fox, quien interpretaba al so fíu Alex Keaton.
Dempués de "Family Ties", Baxter (que'l so matrimoniu con Birney terminó en 1989) produció y protagonizó películes de televisión. Interpretó a una secuestradora sicópata en "The kissing presta" (1990) y foi nomada con un a la meyor actriz nuna miniserie o telefilme pol so trabayu en "A woman scorned: The Betty Broderick story" (1992), basada na verdadera hestoria d'una divorciada que foi declarada culpable d'asesinatu nel asesinatu del so ex-home y la so nueva esposa.
En 1994, ganó un Premiu Daytime Emmy pol so papel d'una madre lesbiana que cría al so fíu pequeñu, en "Other mothers" (1993), un especial de la CBS. Pol so trabayu na película pa televisión "My breast" (1994), recibió un premiu especial de la National Breast Cancer Coalition por ameyorar la conciencia pública sobre'l cáncer de pechu.
En 1997, Baxter volvió actuar como madre d'un personaxe interpretáu por Michael J. Fox, esta vegada en "Spin City", una comedia de situación de la ABC.
En 2005, empezó a apaecer en anuncio de televisión pa la Garden State Life Insurance Company. En 2006 y de manera temporal, entamó conjuntamente con Matt Lauer el programa matutín de la NBC, "Today". En 2007, fixo una apaición especial en "¿Qué faemos con Brian?", una serie dramática de la ABC. Esi mesmu añu, tamién fixo delles apaiciones como la madre morrebunda de la detective Lilly Rush en "Casu abiertu", una serie policiaca de la CBS. En 2009, ye estrella convidada na segunda temporada de seriar web, "We have to stop now".
Nos últimos años, Baxter creó tamién una llinia de cosméticos, "Meredith Baxter Simple Works", qu'ayuda a recaldar fondos pa la so fundación dedicada a la investigación del cáncer de mama. Ella ye tamién voceru de "Consumer Cellular", una compañía de teléfonos móviles que s'anuncia como una alternativa más barata de teléfonos móviles pa persones mayores.
Baxter tuvo casada tres veces y tien cinco fíos. En 1966 casóse con Robert Lewis Bush y tuvieron dos fíos, Ted (nacíu en 1967) y Eva (nacida en 1969). La pareya divorcióse en 1969. En 1974, casóse con David Birney y tuvieron tres fíos - Kate (nacida en 1974) y los ximielgos, Mollie y Peter (nacíos en 1984). Dempués del so divorciu en 1989, ella volvió al usu del so nome de soltera Meredith Baxter. En 1995, casóse col actor y guionista Michael Blodgett, hasta'l so divorciu nel añu 2000.
Baxter foi diagnosticada de cáncer de mama en 1999.
Baxter foi convidada a impartir la conferencia d'inauguración de 2008 na Universidá Nacional de La Jolla, California, y foi galardonada con un doctoráu honoríficu de la mesma universidá.
En 2009, The National Enquirer informó que Baxter foi vista nun cruceru de llesbianes con una amiga. Esto llevó a la especulación sobre si Baxter yera lesbiana o a cencielles esfrutaba del cruceru como una amiga heterosexual platónica. El 2 d'avientu de 2009, confesóse llesbiana mientres una entrevista con Matt Lauer en "Today", y nel "Show de Frank DeCaro" en Sirius XM-OUTQ 102. Ella vive cola so pareya, Nancy Locke, una contratista xeneral, con quien vive dende 2005. Baxter dixo que se dio cuenta de que yera lesbiana per vegada primera cuando empezó'l so primera relación homosexual en 2002.
El 17 d'avientu de 2009, "TV Guide" informó que Baxter diba escribir un llibru de memories. "Broadway Books", una filial de "Crown Publishing Group", adquirió los derechos de la hestoria de la vida de Baxter, entá ensin títulu y posiblemente inda non escrita. Nel llibru, Baxter "va presentar una semeya completa de la so vida como actriz, madre de cinco fíos y güela, y va aldericar con sinceridá sobre la so llucha contra'l cáncer de mama, les sos 19 años de sobriedá, l'espíritu empresarial, y la so decisión de salir del armariu", dixo nun comunicáu de prensa.
Como coincidencia, Baxter y el coprotagonista de "Family ties", Michael Gross, (quien interpretó al so maríu Steven Keaton), nacieron na mesma fecha, el 21 de xunu de 1947.
! colspan=4 style="background:#B0C4DE;" | Cine 
! style="background: #CCCCCC;" | Añu 
! style="background: #CCCCCC;" | Película 
! style="background: #CCCCCC;" | Papel
! style="background: #CCCCCC;" | Notes
! colspan=4 style="background:#B0C4DE;" | Televisión
! style="background: #CCCCCC;" | Títulu 
1 episodiu 
Telefilme de la CBS
2 episodios: "Stew-Roids" y "Family Gai"
1 episodiu: Apaeció como jueza convidada 
Warner Baxter
Warner Leroy Baxter (Warner Leroy Baxter: Columbus, de Ohio), 29 de marzu de 1889 - Beverly Hills, de California, 7 de mayu de 1951) foi un actor d'Estaos Xuníos.
En 1898, camudóse xuntu cola so madre a San Francisco. Depués del terremotu de San Francisco de 1906, la so familia tuvo que vivir nuna tienda por dos selmanes. En 1910, Baxter empezó a actuar en vodevil y, más tarde, en teatru. 
Baxter empecipió la so carrera cinematográfica como un extra. Tuvo'l so primer papel protagónico en 1921 na película "Sheltered Daughters". Mientres los años 1920 actuó en 48 películes. La so actuación más famosa foi como Ciscu Kid en "In Old Arizona", papel pol que recibió'l Óscar al meyor actor. Tamién actuó en "Grand Canary ", "Broadway Bill" y "Kidnapped"
Para 1936, Baxter yera l'actor meyor pagáu de Hollywood, pero pa 1943 pasara a realizar películes de clase B. Protagonizó una serie de película del Crime Doctor para Columbia Pictures. 
Ente 1914 y 1950, Baxter realizó más de cien películes. Tuvo casáu cola actriz Winifred Bryson dende 1918 hasta la so muerte.
Baxter sufría de artritis, polo que se realizó una lobotomía p'amenorgar el dolor. Morrió pocu dempués de neumonía y foi soterráu nel "Forest Lawn Memorial Park" en Glendale (California).
Brigid Bazlen
Brigid Bazlen (Brigid Mary Bazlen: Fond du Lac, de Wisconsin, 9 de xunu de 1944 – Seattle, del estáu de Washington, 25 de mayu de 1989) foi una actriz estauxunidense. 
En Hollywood, namái intervieno en tres películes: "The Honeymoon Machine" (1961; dir.: Richard Thorpe), "Rei de reis", y "La conquista del Oeste"; pero foi tal la popularidá d'elles nos años 60 qu'entá la recuerda. La so carrera y la so vida viéronse atayaos por un cáncer a los 44 años d'edá.
El so nome completu yera Brigid Mary Bazlen, y nació en Fond du Lac, Wisconsin. Los sos padres yeren Arthur Bazlen, un executivu d'una cadena de vienta al per menor, y Maggie Daly, una periodista del "Chicago's American". Maggie Daly yera, al pie de los sos trés hermanes, una de “les celebraes hermanes Daly,” según la revista "Time", y conocíes pol so trabayu nel periodismu y nel mundu de la moda y la publicidá. Una de les hermanes, Kay Daly, trabayaba en publicidá con Richard Avedon y foi vicepresidenta de Revlon. Maureen Daly foi una escritora famosa por escribir "Seventeenth Summer" a los 19 años d'edá. La menor de toes, Sheila Daly, escribía nuna columna del "Chicago Tribune" sobre tarrezas adolescentes.
Bazlen foi “afayada” por un executivu de la NBC en 1950, a los 6 años d'edá, mientres esperaba un autobús escolar. La cadena buscaba intérpretes pa intervenir na serie "Hawkins Falls", que diben protagonizar Maurice Copeland y Bernadine Flynn, y l'executivu pidió permisu a los padres de Bazlen pa fae-y una prueba. Anque la so madre negóse nun principiu, finalmente la familia aceptó, y Bazlen consiguió un papel regular nel show mientres dos años, consiguiendo crítiques escelentes.
En 1958 Bazlen ganó'l papel protagonista del programa infantil "The Blue Fairy", emitíu pola emisora independiente WGN-TV de Chicago. Foi unu de los primeros programes infantiles en producise en color. Bazlen ganóse crítiques bien favorables, ente elles les de Hedda Hopper, y el show foi reconocíu como'l meyor programa infantil de 1958, ganando un Premiu Peabody. Esti premiu dio fama nacional a Bazlen, y el programa inspiró con posterioridá unu de los vultables númberos risibles de Ernie Kovacs.
Como resultáu de les sos actuaciones en "The Blue Fairy", a Bazlen lloviéron-y les ufiertes. Richard Rodgers y Oscar Hammerstein II queríen qu'ella trabayara xuntu a Mary Martin na producción teatral de "The Sound of Music", Otto Preminger solicitaba la so presencia nel filme "Éxodu", y Paddy Chayefsky quería que trabayara na so obra "The Dybbuk of Woodlawn", a representar nel circuitu de Broadway. La madre de Bazlen, sicasí, tornó eses ufiertes y, en cuenta de ello, dexó que la so fía tomara parte de la serie televisiva de la NBC "Too Young To Go Steady". El programa taba protagonizáu por Joan Bennett, y Bazlen encarnaba a la so fía, Pamela Blake. Martin Huston interpretaba a Johnny Blake.
Gracies a el so papel en "Too Young To Go Steady", y por cuenta de que yera “abondo ceo curiosa” (con dicía un críticu) d'una manera similar al casu de Elizabeth Taylor cola mesma edá, Bazlen foi llamada “la próxima Elizabeth Taylor” y robló un contratu con Metro-Goldwyn-Mayer (qu'empezó a promocionala como “la nueva Brigitte Bardot americana”). El primer filme que rodó pa MGM foi "Rei de reis", nel cual Jeffrey Hunter encarnaba a Xesucristo. Bazlen fixo'l papel de Salomé. Sicasí, l'actuación de Bazlen foi recibida con hostilidá pola crítica, en parte pol fechu de que la so selección fuera vista como una imposición de MGM. Con too y con eso, al igual que la película anguaño ye bien valorada (ye bien allabada l'actuación de Hunter como Jesús, especialmente la escena del Sermón del monte, según les actuaciones de Robert Ryan como Xuan Bautista y de Frank Thring como Herodes Antipas – la película ta, asina mesmu, incluyida na llista de Danny Peary de les cintes imprescindibles nel so llibru 'Guide for the Filme Fanatic'), l'actuación de Bazlen foi reevaluada colos años como sobeyosa.). 
El siguiente filme de Bazlen pa MGM foi "The Honeymoon Machine", xuntu a Steve McQueen, Jim Hutton y Paula Prentiss. Anque se rodó tres "Rei de reis", estrenar con anterioridá. En "The Honeymoon Machine", Bazlen yera Julie Fitch, amiga de Fergie Howard (Steve McQueen) y fía de Admiral Fitch (Dean Jagger). Según Christopher Sandford na so biografía de Steve McQueen, Bazlen tuvo una curtia relación con McQueen mientres rodaben la película. Al igual qu'en "Rei de reis", y a pesar d'unes crítiques iniciales non bien favorables, la so actuación en "The Honeymoon Machine" haise re-evaluáu colos años como de gran calidá. 
L'últimu papel pal cine de Bazlen foi'l de Dora Hawkins en "La conquista del Oeste". Mientres el rodaxe de los sos trés películes, al tener Bazlen namái 17 años d'edá, tenía que siguir clases educacionales pa cumplir colos requisitos del Los Angeles Board of Education. 
En rodando "La conquista del Oeste" el contratu de Bazlen con MGM nun s'anovó por causa de les males crítiques recibíes pola so interpretación de Salomé en "Rei de reis".
En completando'l so papel en "La conquista del Oeste", Bazlen volvió a Chicago, onde fixo munches actuaciones como actriz de teatru hasta 1966, añu nel que dexó la interpretación pa casase col cantante francés Jean-Paul Vignon. La pareya tuvo una fía, Marguerite Vignon. Sicasí, el matrimoniu acabó en divorciu. Bazlen darréu casóse col productor musical Marlin Greene, del cual tamién divorciar tres siete años de matrimoniu. 
Bazlen volvió actuar de volao a principios de los años setenta n'obres de teatru representaes en restoranes de Chicago, como foi'l casu de les pieces "Nobody Loves An Albatross", xuntu a Gig Young, "Under The Yum Yum Tree" y "Once More With Feeling". Dempués, en 1972, foi Mary Anderson na serie televisiva de la NBC "Days of our Lives". Tres esta producción, retiróse dafechu de la interpretación. 
Bazlen camudar a Seattle, Washington, pasando los últimos años de la so vida curiando a la so madre, que desenvolviera un tumor na so pierna esquierda que precisara la amputación de la estremidá. Brigid Bazlen yera bien fumadora y la so salú empezó a menguar cuando entró na cuarentena, finando finalmente por causa de un cáncer en 1989, a los 44 años d'edá.
Frank Beal
Frank Beal (11 de setiembre de 1862 – 20 d'avientu de 1934) foi un actor y direutor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu. 
Nacíu en Cleveland, Ohio, empezó a trabayar nel cine en 1910 como direutor de Selig Polyscope Company. A lo llargo de la so carrera dirixió más de cincuenta producciones, actuando en cuarenta y seis. Amás, escribió'l guión de cinco películes. En 1922 dexó la dirección pa dedicase namái a la interpretación, actividá cola que siguió hasta 1933.
Frank Beal finó un añu dempués en Hollywood, California. Foi soterráu nel Campusantu Hollywood Forever de Hollywood. Había estáu casáu cola actriz y guionista Louise Lester (1867-1952). 
Scott R. Beal
Scott R. Beal (14 d'abril de 1890 – 10 de xunetu de 1973) foi un ayudante de dirección y actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en Quinnesec, Michigan, el so nome completu yera Scott Rathbone Beal, y yera el fíu del direutor Frank Beal y l'actriz Louise Lester. L'oficiu de los sos padres fíxo-y interesase pel mundu del espectáculu, empecipiando la so carrera como actor en 1915, pasando a desempeñar funciones tres les cámares al siguiente añu. Otres de les sos funciones, anque ocasionales, fueron les de direutor de producción y direutor de fotografía.
Como ayudante de dirección, trabayó nel filme de Tod Browning "Drácula" (1931), y nel de Robert Florey "Murders in the Rue Morgue" (1932). El so trabayu como ayudante valió-y dos nominaciones al Óscar al meyor ayudante de dirección, una en 1934, na que llogró'l premiu ex aequo con otros seis candidatos. La segunda nominación, en 1935, foi pol filme "Imitation of Life". 
Scott R. Beal finó en Hollywood, California, en 1973.
Bobbie Beard
Bobbie Beard (2 d'agostu de 1930 – 16 d'ochobre de 1999) foi un actor infantil de nacionalidá estaunidense, conocíu por encarnar a "Cotton", un personaxe qu'apaecía en dellos de los curtios de "La Peada" estrenaos ente 1932 y 1934. 
Nacíu en Los Angeles, California, el so hermanu mayor yera Matthew "Stymie" Beard, unu de los actores más populares de la serie de La Peada.
L'ésitu de Stymie facilitó que los sos hermanos pudieren actuar na serie. Asina, Bobbie Beard participaba como l'hermanu menor de Stymie en "Hi'-Neighbor!", "Forgotten Babies", "Fish Hooky", "A Lad an' a Lamp" y "Birthday Blues". La so actuación más destacada tuvo llugar nel curtiu "A Lad an' a Lamp", nel cual Spanky McFarland dicía que Cotton podía ser un monu. A pesar de la so destacada presencia en dellos filmes, Beard nunca llegó a dicir una palabra en nengún d'ellos.
En dexando "La Peada", Beard trabayó como subastador na área de Los Angeles. N'años posteriores, Beard ocupar nel Hillcrest Country Club de Los Angeles, llegando a tener bona amistá con Groucho Marx. Más palantre sirvió na Guerra de Corea, y pasó los sos últimos años trabayando pal Distritu Escolar Unificáu de Los Angeles. 
Bobbie Beard finó en 1999 en Los Angeles, California. Foi soterráu nel Campusantu Rose Hills Memorial Park de Whittier (California) 
Carlena Beard
Carlena Beard (19 de marzu de 1929 – 23 de febreru de 1972) foi una actriz infantil de nacionalidá estaunidense, conocida por faer distintes pequeños papeles ente 1930 y 1935 na serie de curtiumetraxes de "La Peada". 
Nacida en Los Angeles, California, el so hermanu mayor yera'l tamién actor infantil Matthew "Stymie" Beard, unu de los más populares integrantes de La Peada. Gracies al ésitu de Matthew en La Peada, abriéronse les puertes de la serie pa los sos hermanos. Carlena Beard actuó como hermana menor de Stymie en "Shiver My Timbers" y "For Pete's Sake!".
En dexando "La Peada", Beard fíxose baillarina, viaxando mientres dellos años como ayudante personal del músicu Lionel Hampton. 
Carlena Beard finó en 1972 en Los Angeles, California. 
Matthew Beard (actor estaunidense)
Matthew Beard, Jr. (1 de xineru de 1925 – 8 de xineru de 1981) foi un actor infantil de nacionalidá estaunidense, conocíu principalmente por interpretar a Stymie nos curtios de "La Peada" ente 1930 y 1935.
Nacíu en Los Angeles, California, Beard, enantes de ser contratáu p'actuar cinco años en "La Peada" yá fixera papeles infantiles en munches producciones cinematográfiques. En contraste con Farina, el personaxe al que reemplazaba, Stymie yera un estafador de llingua axilosa, seguro de sigo mesmu, indiferente, siempres con cometarios maliciosos ya idees intelixentes frente a los problemes a los que s'enfrentaba. La característica principal del personaxe yera la cabeza rapada con un gran bombín, un regalu que Beard recibiera del comediante Stan Lloréu, que tamién trabayara col ceador de "La Peada", Hal Roach. Stymie foi l'únicu personaxe que reemplazara a unu de los miembros orixinales del grupu (Allen "Farina" Hoskins), y que de la mesma foi sustituyíu por un personaxe que siguió na formación hasta la desapaición de la mesma, Billie "Buckwheat" Thomas. 
El nome "Stymie" foi escurríu pol direutor de "La Peada" Robert F. McGowan, que siempres taba atayáu ("stymied") polos interesaos paseos al debalu que'l pequeñu Matthew faía pol estudiu. Sicasí, el personaxe diba llamase orixinalmente "Hercules". McGowan darréu recordaría que Stymie yera'l so favoritu de tolos mozos de "La Peada". Beard, entós con cinco años d'edá, llegó a la serie un añu dempués de la transición de la mesma al cine sonoru. Tuvo la esclusiva distinción de tar nel grupu dende'l sonoru de "Miss Crabtree" de los primeros años trenta, al traviés del periodu de transición mediada la década, hasta la dómina del grupu más familiar formáu por Spanky, Alfalfa, y Buckwheat, el que finalmente reemplazaría a Stymie en 1935.
La paga de Beard ayudó a caltener a la so familia nel Este de Los Angeles, incluyíos trece hermanos y hermanes. En llamando Beard al so hermanu menor Bobbie "Cotton", los sos padres dexáron-y dar nome a tolos sos hermanos al nacer ellos. A unu llamar "Dickie", n'homenaxe al so meyor amigu, l'actor infantil y compañero so en "La Peada" Dickie Moore. Otros cuatro miembros de la familia de Beard actuaríen nes comedies de "La Peada":
En dexando Beard la serie en 1935, a los diez años d'edá, siguió faciendo papeles menores en distintos llargumetraxes, ente ellos "El capitán Blood" (1935, con Errol Flynn) y "Jezabel" (1938, con Bette Davis). A los quince años fixo una actuación como "Mose" nel filme de 1940 empobináu por Fritz Lang "The Return of Frank James", con Henry Fonda y con Jackie Cooper. Na dómina en qu'estudiaba na high school retirárase de la interpretación. Dempués cayó nel abusu de drogues y na vida caleyera, y Beard fíxose adictu a la heroína, pasando la mayor parte de la so vida adulta entrando o saliendo de prisión por causa de ello.
Na década de 1960 entró en Synanon, un centru de rehabilitación en Los Angeles, consiguiendo superar la so adicción a la heorína. En dexando Synanon, volvió actuar mientres un tiempu, faciendo pequeños papeles en llargumetraxes y episodios televisivos como "Sanford and Son" y "Good Times", serie esta postrera na que tuvo'l papel recurrente de "Monty". En 1978 actuó nel filme "The Buddy Holly Story" llevando'l so clásicu bombín. Beard tamién viaxó pel país dando conferencies sobre'l peligru del consumu de drogues.
Beard sufrió un ictus en 1981, dos díes depués de cumplir los 56 años. Mancar na cabeza y finó por causa d'una neumonía el 8 de xineru de 1981. Nesi momentu moraba en Los Angeles, California. Foi soterráu nel Campusantu Evergreen de Los Angeles.
Amanda Bearse
Amanda Bearse (9 d'agostu de 1958) ye una actriz, Direutor de televisión direutora y comediante conocida pol so papel como la vecina Marcy D'Arcy (antes Marcy Rhoades) en Married with Children, una comedia que se tresmitió nos Estaos Xuníos ente 1987 y 1997, y pol so actuación na película de terror de 1985, Fright Night.
Bearse estudió actuación na escuela Neighborhood Playhouse, na ciudá de Nueva York so les instrucciones de Sanford Meisner. El so primer ésitu llegó col papel d'Amanda Cousins na telenovela "All My Children", ente 1981 y 1984. Mientres y dempués d'esi tiempu ella apaeció nuna serie de películes independientes y Clase B, incluyíu'l Protocolu (1984), Nueche de mieu y Fraternity Vacation (dambes de 1985). La so gran oportunidá llegó en 1987, cuando foi escoyida como Marcy Rhoades (más tarde Marcy D'Arcy), nel sitcom de la cadena Fox TV Married with Children. Ella desempeñó'l papel hasta'l final de la serie en 1997, y fíxose conocida pol públicu de televisión. A mediaos de la década de 1990, Bearse tamién apaeció nes películes "The Doom Generation" y "Here Come the Munsters".
Bearse asumió'l retu de la televisión y el cine, cuando se-y presenta la dirección de "Married with Children". Ente 1991 y 1997, tuvo al cargu de más de 30 episodios de la serie. Tamién dirixió episodios de Reba, Mad TV, Nick Frenu: Licensed Teacher, Malcolm & Eddie, Pauly, El Show de Tom, "The Jamie Foxx Show", "Dharma & Greg", "Veronica's Closet", "Two Guys, a Girl and a Pizza Presta", "Jesse" ( protagonizada pol so ex co-protagonista de "Married with Children"; Christina Applegate), y "Ladies Man". En 2005, dirixió "El donante d'espelma", un pilotu pa la NBC protagonizada por Maggie Wheeler y en 2006, Bearse xunir con Rosie O'Donnell pa dirixir "The Big Gai Sketch Show", que debutó en Logo el 24 d'abril de 2007.
Bearse nació en Winter Park, Florida, y tamién criada en Atlanta, Xeorxa. Asistió a Birmingham Southern College. Ella foi públicamente lesbiana dende 1993 (anque namái foi aludíu en "Married ... With Children", nun episodiu onde'l primu de Marcy, Mandy [desempeñáu por Bearse nun doble papel], vien visitar y revela a Al Bundy qu'ella ye lesbiana). Ella vive en Atlanta cola so fía adoptada Zoe y anguaño ta dirixiendo pa Logo. Na actualidá garrasti a la Universidá Estatal de Xeorxa.
Clyde Beatty
Clyde Beatty (10 de xunu de 1903 – 19 de xunetu de 1965) foi un domador, actor cinematográficu y empresariu circense de nacionalidá estaunidense. Propietariu d'un espectáculu propiu, acabó fundiéndose col Circu Cole Bros. pa formar el Circu Clyde Beatty-Cole Bros.
Nacíu en Bainbridge (condáu de Ross, Ohio), siendo adolescente empezó a trabayar nel circu llimpiando xaules. Beatty fíxose famosu como domador con un númberu de "llucha," mientres el cual entraba nuna xaula con animales selvaxes remanando un llátigu, y con una pistola na petrina. El númberu taba diseñáu p'amosar la so valentía y maña coles fieres, ente les cualos había león, tigres, pumes, y hienes, n'ocasiones toes elles nuna única xaula nuna combinación potencialmente letal. Nel visu de la so fama, nel númberu había hasta 40 lleones y tigres de dambos sexos.
La fama de Beatty foi tal qu'actuó nel cine dende la década de 1930 a la de 1950, y na televisión hasta los años sesenta. Inclusive llegó a tener una serie radiofónica propia, "The Clyde Beatty Show", dende 1950 a 1952. Los programes selmanales trataben sobre aventures vagamente basaes en fechos de la so vida real. Sicasí, les hestories yeren ensin dulda más ficticies que reales, y Beatty realmente apaecía namái en nome. Ello ye que Vic Perrin, ensin identificase ante'l públicu radiofónicono, interpretaba a Beatty. 
El so númberu de "llucha" convirtió-y en paradigma del domador de lleones a los güeyos de más d'una xeneración d'espectadores. Sicasí, Beatty resultó nuna ocasión mancáu por un lleón llamáu Nero. Como resultancia del ataque, el domador hubo de permanecer ingresáu nun hospital mientres diez selmanes. A pesar d'ello, enfrentar a Nero nuna xaula nel filme "The Big Cage".
Una de les esposes de Beatty foi Harriett Evans, una moza baillarina, aparentemente de Rusia. Ella habíase xuníu al circu pa vender llambionaes al atopase ensin trabayu nos primeros años de la Gran Depresión, probablemente a finales de 1929. Tres dos años nel circu, aprendiera a actuar en dellos númberos, anque ensin dedicase a ello de manera profesional. Ella y Beatty empecipiaron una relación en 1931 y casáronse en septiembre de 1933. El matrimoniu duró hasta la muerte d'ella en 1950, asocedíu en Kosciusko (Misisipi), probablemente por causa de un ataque cardiacu. 
Clyde Beatty finó por causa de un cáncer en 1965, a los 62 años d'edá, en Ventura (California). Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Hollywood Hills, Los Angeles.
Ned Beatty
Ned Thomas Beatty (6 de xunetu de 1937) ye un actor estaunidense. Trabayó en más de 100 películes y foi nomáu a un premiu Óscar, dos premios Emmy, un MTV Movie Award como y un Globu d'Oru. Eses nominaciones fueron productu de la so actuación en películes y series de televisión como "Network" (1976), "Friendly Fire" (1979), "Last Train Home" (1990), "Hear My Song" (1991), l'adaptación al cine de "La gata sobre'l teyáu de cinc" (2004) y "Toy Story 3" (2010).
Participó de películes de gran ésitu comercial con papeles como Bobby Trippe en "Deliverance" (1972), l'abogáu Delbert Reese en "Nashville" (1975), Dardis en "All the President's Men" (1976), Bob Sweet en "L'espresu de Chicago", Edwards en "" (1977), Otis, el secuaz de Lex Luthor, en "" (1978) y "Superman II" (1980), Sydney Morehouse en "The Toy" (1982), Borisov y Pavel Petrovic en "The Fourth Protocol" (1987), el presentador Ernest Weller en "Repossessed" (1990), el padre de Rudy Ruettiger en "Rudy" (1993), el detective McNair en "Just Cause" (1995), Dexter Wilkins en "Life" (1999), l'alguacil en "Where the Red Fern Grows" (2003), el corruptu senador Charles F. Meachum en "Shooter" (2007), el congresista Doc Long en "Charlie Wilson's War" (2007) y la voz del antagonista Lots-O'-Huggin' Bear en "Toy Story 3" (2010).
Madisen Beaty
Madisen Beaty (28 de febreru de 1995) ye una actriz d'Estaos Xuníos que vive en Los Angeles, California.
Beaty nació en Centennial, Coloriáu. Mientres vivía en Denver, Madisen realizada n'espectáculos de teatru más de 65.Interpretó a Lindsay en PSA d'un Ad Council en Cyber-Bullying. tamién interpretó a Daisy a los 10 años na película " L'interesáu casu de Benjamin Button". Beaty tamién protagonizó la película independiente "The Five" Actúa como 'Daisy mozu' en L'interesáu casu de Benjamin Button.
Beaty actuó como Leslie nel episodiu de iCarly 'Yera Modelu'. 
Ta representada por 'The Schiff Co' y Coast to Coast Talent Group.
Beau Billingslea
Beau M. Billingslea (1 de setiembre de 1953) ye un actor y Actor de doblaxe actor de doblaxe de los Estaos Xuníos, conocíu pola voz de Jet Black nel popular anime "Cowboy Bebop". Amás de doblaxe, apaeció en munches sseries de televisión populares como actor invitáu. Antes d'entrar na industria del entretenimientu, xugó al fútbol americano na Universidá de Connecticut.
Dempués d'acabar na facultá de Derechu, Billingslea convertir n'oficial del Judge Advocate Xeneral's Corps pal exércitu de los Estaos Xuníos. Abandonó la carrera militar col rangu de Capitán. 
Clem Beauchamp
Clement Hoyt "Clem" Beauchamp (26 d'agostu de 1898 – 14 de payares de 1992), tamién conocíu como Jerry Drew na so primer etapa como intérprete, foi un actor y direutor de segunda unidá de nacionalidá estaunidense, premiáu en 1935 col Premiu Óscar al meyor Asistente de dirección pol so trabayu en "The Lives of a Bengal Lancer". Amás, al añu siguiente foi nomáu na mesma categoría por "The Last of the Mohicans".
Nacíu en Bloomfield (Iowa), Beauchamp yera unu de los dos fíos de Charles y Ula Beauchamp. Nel so niñez la familia vivió en Denver, Coloráu, y en Fort Worth, Texas. Tres el divorciu del matrimoniu, la madre Beauchamp hubo de dir vivir colos sos fíos a Los Angeles, California. Nesa ciudá, a los 16 años d'edá Beauchamp empezó a trabayar nel cine como doble. La so primer película conocida foi "Stupid, But Brave". Darréu actuaría en "The Painted Desert", compartiendo pantalla con Clark Gable y William Boyd. En 1933 trabayó na comedia de W.C. Fields "International House", con un papel ensin acreditar.
Más palantre intervieno en delles películes de Tarzán y Dick Tracy, hasta que finalmente se fixo direutor de producción. Nesti puestu participó en películes como les empobinaes por Fred Zinnemann "The Men" (1950) y "High Noon" (1952), "Muerte d'un viaxante" (1951) y les cintes de Stanley Kramer "Fuxitivos" (1958), "Judgment at Nuremberg" (1961) y "El mundu ta llocu, llocu, llocu" (1963). Otru direutores colos que trabayó fueron Blake Edwards en "La carrera del sieglu" (1965) y William A. Graham en "Waterhole Non. 3" (1967). Beauchamp tamién foi direutor de producción na serie televisiva "Aventures de Superman", protagonizada por George Reeves.
Beauchamp tuvo casáu cola actriz y comediante Anita Garvin, recordada polos sos once filmes con Stan Lloréu y Oliver Hardy. En divorciándose, en 1935 casóse cola continuista Sydney Hein. Clem Beauchamp finó en 1992 en Santa Rosa (California), por causes naturales. 
Harry Beaumont
Harry Beaumont (10 de febreru de 1888 – 22 d'avientu de 1966) foi un direutor, actor y guionista cinematográficu de nacionalidá estaunidense, qu'a lo llargo de la so carrera trabayó con diversos estudios, ente ellos Essanay Studios, 20th Century Fox, Goldwyn Pictures Corporation, Metro Pictures Corporation, Warner Brothers y MGM. Esti home tan estelante ama a Hazel.
El so verdaderu nome yera Louis de Beaumont, y nació en Abilene, Kansas. Mientres los años de la Primer Guerra Mundial trabayó nel teatru de revista en Nueva York, enantes de pasar a actuar pa los Edison Studios. Nesi periodu empezó a escribir los sos primeros guiones, y en 1914, dirixió la so primer película en collaboración col direutor Ashley Miller.
Los más importantes ésitos de Beaumont tuvieron llugar na dómina del cine mudu, dirixiendo cintes como la de John Barrymore "Beau Brummel" (1924) o "Our Dancing Daughters" (1928), interpretada por Joan Crawford. Beaumont tamién dirixió'l primer musical sonoru de MGM, "La melodía de Broadway" (1929), filme que ganó'l Óscar a la meyor película d'esi añu, siendo Beaumont nomáu al Óscar al meyor direutor (el premiu llograr Frank Lloyd por "Trafalgar").
Beaumont tuvo casáu cola actriz Hazel Daly. La pareya tuvo ximielgues, Anne y Geraldine, nacíes en 1922.
Harry Beaumont finó en 1966 nel Saint John's Health Center de Santa Mónica, California. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale.
Louise Beavers
Louise Beavers (Cincinnati, 8 de marzu de 1902 - Los Angeles, 26 d'ochobre de 1962)
foi una actriz de cine y televisión afroestaunidense. Beavers apaeció en decenes de películes dende los año veinte hasta los sesenta, con mayor frecuencia nel papel de criada, sirvienta o esclava. Beavers foi miembru de la hermandá Sigma Gamma Rho, una de los cuatro hermandaes de muyeres afroestaunidenses.
Dempués de terminar la secundaria na escuela Pasadena High School, consiguió trabayu como emplegada doméstica de l'actriz Leatrice Joy, quien la ayudar a ser contratada nuna película muda: "La cabana del Tíu Tom", na qu'actuó de típica cocinera negra, gorda y cómica.
Louise Beavers empezó la so carrera nos año veinte, mientres la dómina en qu'Estaos Xuníos caltenía'l apartheid contra tolos sos ciudadanos de piel negro (nun se-yos dexaba votar, teníen que baxase de la sienda cuando se cruciaben con una persona con piel más claro, teníen que llevantase y apurrir l'asientu nel autobús ante la presencia d'un blancu, etc.). Nes películes los afroestaunidenses taben atrapaos nos mesmos tipos de roles. Ella desempeñó'l papel de nodriza negra "(mummy)" en munches de les películes nes qu'actuó. Ella empezó a llograr más atención nel mundu de l'actuación dempués de que faer el papel de Julia na película "Coquette", protagonizada por Mary Pickford. Nesta película interpretó a la nodriza y figura materna d'una moza blanca.
Beavers tenía una personalidá curiosa, y con frecuencia desempeñaba'l papel de la persona madura negra qu'ayudaba al protagonista blancu a maurecer nel intre de la película. Na mayoría de les películes nes qu'actuó, el so papel yera escritu de manera que sirviera ―al igual que los personaxes afroestadoundienses de la dómina― como un factor d'aliviu risible o de servidume.
En 1934, Beavers fixo'l papel de Delilah na película "Imitación de la vida", un papel protagónico que nun foi opacado por otru actor o actriz de raza blanca. Fixo otra vegada de sirvienta negra, pero en llugar del estereotipu habitual de sumisión, el papel de Delilah nél tuvo'l mesmu pero que los papeles de los actores blancos. El públicu reaccionó positivamente ante l'actuación de Beavers.
Nun foi solo una gran meyora pa la carrera de Beavers, sinón que tamién foi «la primer vegada na hestoria del cine estaunidense en que se-yos dio gran pesu emocional a los problemes d'una negra nuna película importante de Hollywood».
Dellos medios de comunicación reconocieron per primer vegada la inxusticia del doble estándar de Hollywood en relación colos actores y actrices negros. Por casu, la revista "California Graphic Magacín" escribió: «L'Academia nun pudo reconocer a la señorita Beavers: ¡ye una negra!».
Beavers, quien crióse nel norte d'Estaos Xuníos y en California, tuvo qu'aprender a falar l'acentu de los negros del sur, pa cumplir col estereotipu. Dalgunos criticar polos papeles qu'aceptaba, alegando que tales roles naturalizaben el apartheid. Beavers tornó tales crítiques, esplicando qu'había disponibles oportunidaes llindaes pa una actriz negra, y amestó: «Yo solo toi actuando los roles: non los vivu». Cuando se fixo más famosa, Beavers empezó a falar ―tantu mientres la producción de les películes como na so promoción― en contra del tratamientu que Hollywood dába-yos a los afroestaunidenses.
A diferencia de l'actriz Hattie McDaniel, Beavers nun yera naturalmente «fornida», y tenía que comer de más pa poder siguir siendo aceptada nel papel de la gorda y simpática sirvienta negra. Esto crearía-y problemes de salú nos sos últimos años.
Más palantre na so carrera, Beavers volvióse activa na vida política del so país, en busca de sofitu p'ayudar a los afroestaunidenses. Sofitó a Robert S. Abbott, l'editor del diariu "Chicago Defender", quien lluchó polos derechos civiles de los afroestaunidenses. Sofitó tamién al candidatu Richard Nixon, que fixera creer a los afroestaunidenses que los ayudar na so llucha polos derechos civiles, daqué que nun asocedió.
En 1936, Beavers casóse con Robert Clark, quien se convirtió nel so manager y ayudar a xestionar la so carrera. Ella non solo trabayó en películes de Hollywood, sinón tamién en xires teatrales d'hasta veinte selmanes, que se llevaben a cabu añalmente.
Beavers y Clark dempués divorciáronse y volviéronse a casar.
En 1947 él dexar por una baillarina más nueva.
Muncho más tarde, en 1952, Beavers casóse con Leroy Moore, quien ―según qué fonte lo mente― yera diseñador d'interior o chef. Permanecieron casaos hasta la muerte de Beavers en 1962.
Nel so adultez, l'actriz tuvo llarada de problemes de salú derivaos de la obesidá, como la diabetes. Morrió'l 26 d'ochobre de 1962, a los 60 d'edá, dempués d'un ataque al corazón, nel hospital Cedars of Lebanon, en Los Angeles, nel décimu aniversariu de la muerte de Hattie McDaniel, la primer actriz afroestaunidense que ganó un premiu Óscar.
En 1976, Beavers foi incluyida nel Salón de la Fama de los Cineastes Negros. [6]
Julian Beck
Julian Beck (Nueva York, 31 de mayu de 1925 – 14 de setiembre de 1985) foi un actor de cine y teatru, direutor, poeta y pintor d'Estaos Xuníos más conocíu por fundar el The Living Theatre en 1947 cola so esposa, Judith Malina.
D'ascendencia Xudía, destaca la so participación nel papel na película de 1982 "" interpretando al reverendu "Kane". Morrió mientres el rodaxe d'esta película, etapa na que sufría de cáncer al estómagu, d'ende que mientres el rodaxe pudiera reparase la so cara con claros síntomes, de afectación grave por culpa del cáncer, lo que dio entá más importancia y relevancia al so papel como «reverendu encegoláu col fin del mundu».
Kimberly Beck
Kimberly Beck (n. Glendale, California, EE.XX.; 9 de xineru de 1956) ye una actriz d'Estaos Xuníos.
Kimberly Beck empezó a actuar de pequeña na película Torpedu Run en 1958, darréu actuó en películes como The FBI Story (1959), Marnie (1964) y Yours, Mine and Ours (1968). En 1976 protagonizó la película Massacre at Central High. En 1979 actuó xuntu a Linda Blair na película Roller Boogie. En 1984 protagonizó la película . Kimberly Beck tamién actuó en series de televisión como The Munsters, I Dream of Jeannie, Peyton Presta, The Brady Bunch, Fantasy Island, L.A. Law, , etc.
Michael Beck
Michael Beck (nacíu'l 4 de febreru de 1949 en Memphis, Tennessee) ye un actor estauxunidense.
Nos sos años d'adolescencia destacó como Quarterback nel equipu de Football americanu del so institutu, daqué que-y abrió les puertes pa consiguir una beca deportiva practicando esti deporte na Universidá de Mississippi, onde estudió Económiques.
Nos campus empezó a entrar en contactu con unes interpretaciones participando en montaxes de delles obres "Romeo y Julieta", "Camelot" y "La gata sobre'l teyáu de cinc". En graduándose na universidá, decidió estudiar interpretación nel "London's Central School of Speech and Drama".
Anque en 1971 yá interviniera como figurante na película "The Hard Ride", el so debú oficial tuvo llugar col drama "Mad Man" (1978). Esi mesmu añu intervieno na prestixosa miniserie "Holocaustu".
En 1979 destacó como "Swan", el carismáticu líder de la banda caleyera "The Warriors" na estupenda película de Walter Hill, tou un títulu de cultu del cine de finales de los 70.
Un añu más tarde intervieno nel telefilm "Alcatraz: Una hestoria real" y de siguío protagonizó en "Xanadú", un musical con cantares de Electric Light Orchesta. Interpretó a "Sonny Malone", un dibuxante que se namora de "Kira" (Olivia Newton John), la so musa de la inspiración, de la que se fai amigu d'un vieyu llamáu "Danny Maguire" (Gene Kelly). La película nun llogró l'ésitu esperáu y recibió pésimes crítiques (anque col pasu del tiempu ganó dellos defensores). Magar que Beck demostró les sos aptitúes pal cantar y el baille, según les sos propies palabres, esti filme cerró-y les puertes a la d'optar a bonos papeles y foi nomáu al Razzie.
En 1982 secundó a Richard Harris nel western "El trunfu d'un home llamáu Caballu" ya intervieno en dos films de ciencia-ficción de serie B titulaos "Destructor" y "Megaforce", el primeru d'ellos foi un meru asonsañu de la insuperable "Mad Max: El guerreru de la carretera" de George Miller y el segundu reportó-y 039;'Megaforce" la so segunda nominación al Razzie, nesta ocasión como Peor actor secundariu.
Darréu empezó a intervenir con frecuencia en telefilms como "The Last Ninja" (1983), "The Streets" (1984), "Conxelaos" (1985) de Wes Craven o "Houston: The Legend of Texas" (1986). En 1985 compartió cartelu con Lauren Bacall nun montaxe londinense de la obra "Duce páxaru de mocedá", de Tennessee Williams. En 1987 intervieno na serie policiaca "Los caballeros de Houston", onde dio vida al Sarxentu "Devon Lundy," un policía que tenía como compañeru al "Sarxentu Joey La Fiamma" (Michael Paré). La serie permaneció n'antena mientres dos temporaes y remató en 1988.
Nos años 90 siguió combinando la so trayectoria en telefilms como "Cacciatori di navi" (1990), "The Reckoning" (1991) "Deadly Game" (1991), "Stranger at My Door" (1991) y "Fade to Black" (1993), con películes destinaes al mercáu del vídeoclub como "Forrest Warrior" (1996) y "Jungle Book: Lost Treasure" (1998). Mientres esta década y a principios del sieglu XXI foi actor invitáu nes series ""Escribióse un crime"", "Nel calor de la nueche" y "Babylon 5".
En 2005 retornó al personaxe de "Swan" pa doblar el vídeojuego basáu en "The Warriors" (bien recomendable pa los fans de la película) y tamién foi entrevistáu pa la edición especial en DVD de dichu filme, siendo estos los sos dos últimos trabayos hasta la fecha. En feches cercanes allegó a conferencies de ciencia-ficción y tamién s'encargó d'emprestar la so voz como narrador de dellos audiu noveles de John Grisham y de una autobiografía del ex-presidente Bill Clinton, toes elles editaes en formatu de CD. No personal ta casáu cola compositora Cari Taylor dende 1980 y dambos son padres de dos fíos.
Graham Beckel
Graham Beckel (n. Old Lyme, Connecticut; 22 d'avientu de 1949) ye un actor estauxunidense. Ye conocíu poles sos apaiciones como personaxe convidáu en televisión, anque tamién interpretó papeles importantes en delles películes importantes. Últimamente interpretó a Jack Fish en "Battlestar Galactica" y a en "Héroes". Tamién actuó como padre nun anunciu de les Fuerces Armaes de los Estaos Xuníos nel añu 2006. Graham Beckel tamién ye l'hermanu de Bob Beckel, un asesor políticu demócrata y analista políticu en Fox News.
Tony Becker
Tony Becker (14 de setiembre de 1963) ye un actor estaunidense, meyor conocíu pol so papel de Daniel 'Danny' Purcell na serie "Tour of Duty" de CBS (1987-1990).
El primer papel de televisión de Becker taba na sitcom de curtia duración de la cadena ABC "The Texas Wheelers" a los 11 años. Tamién co-protagonizó la serie de "The Oregon Trail" y "For Love and Honor" y tuvo un papel recurrente como Drew en "Los Walton". Tamién participó en películes d'esta serie col mesmu papel.
Amás, foi estrella convidada en numberoses series de televisión como "Marcus Welby, M.D.", "Lou Grant", "Little House on the Prairie", "Knots Landing", "Matlock", "Walker, Texas Ranger" y "Melrose Presta". Tamién tuvo un pequeñu papel na película de 1986 d'acción "Iron Eagle".
Bonnie Bedelia
Bonnie Bedelia Culkin (n. Nueva York, Estáu de Nueva York; 25 de marzu de 1948) ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión.
Bonnie Bedelia Culkin nació nel senu d'una familia xudía. Estudió ballet en Nueva York y trabayó mientres dellos años en Broadway.
A finales de los años sesenta Bedelia empezó a apaecer en televisión, y de ende pasó al cine, onde fixo'l so verdaderu debú en 1969 na película "Danciái, danciái, malditos", con Jane Fonda nel papel principal. Causó una bona impresión, tamién cola so siguiente película, polo que-y la consideró una nueva promesa del cine. Sicasí, Bedelia foi bien selectiva n'aceptar papeles de calter convencional, lo que motivó que nos años 70 fixera poques películes.
Nesa dómina Bedelia dedicóse intensamente a la televisión, mediu nel qu'intervieno en numberoses películes y miniseries, incluyida la so apaición como Alice Harper/Cartwright nel episodiu de dos partes: "Forever", en September 12 de 1972 de la serie "Bonanza" y como Laurie Mansfield na temporada 10, capitulo 27 "The unwanted", estrenada'l 6 d'abril de 1969. 
Na so carrera Bedelia participó nun mayor númberu de producciones televisives qu'en películes de cine. En 1988 apaeció nel ésitu de taquilla "Die Hard" ("Xungla de cristal"), nel papel de Holly Gennaro McClane, esposa de John McClane (Bruce Willis), y en 1990 na segunda entrega d'esta película, según en "Presuntu inocente", xuntu a Harrison Ford. Estos trés películes diéronlu nuevamente una notable popularidá como actriz de cine. Tres años más tarde intervieno en "La tienda", con Ed Harris y Max von Sydow, película cola que collechó tamién un ésitu importante.
Bedelia ta casada y tien dos fíos. Ye tida de los actores Macaulay Culkin, Kieran Culkin, Christian Culkin, Shane Culkin, Rory Culkin y Dakota Culkin.
Alfonso Bedoya
Alfonso “Indiu” Bedoya (Vicam, Sonora; 16 d'abril de 1904 - Ciudá de México; 
15 d'avientu de 1957) foi un actor de calter mexicanu que participo nel cine del so país y frecuentemente nel d'Estaos Xuníos, recuérdase-y como'l villanu de la famosa cinta L'ayalga de la sierra madre, protagonizada pol astru Humphrey Bogart.
Alfonso Bedoya naz en Vicam, Sonora el 16 d'abril de 1904, pasu la so infancia viviendo ente'l so pueblu natal, la ciudá de México y darréu en Texas mientres la so adolescencia, torna a la ciudá de México, onde dempués de desempeñar diversos oficios pa ganase la vida, debuta en cine cola película "Tou un home" (1935), depués intervendría en "Almes rebalbes" (1937) debú de Alejandro Galindo y Víctor Manuel Mendoza como direutor y actor respectivamente, "La madrina del diañu" (1937) con Jorge Negrete, "Los bandíos de Ríu Fríu" (1938), "Los de baxo" (1940) con Esther Fernández, "El xendarme desconocíu" (1941) con Cantinflas y Gloria Marín, "Flor montesa" (1943) de Emilio Fernández, con Dolores del Ríu y Pedro Armendáriz nos papeles protagónicos, "Doña Bárbara" (1943), cinta consagratoria de María Félix, "He de comer esa tuna" (1945), "Canaima" (1945), "Gran Casino" (1947), los trés con Jorge Negrete, "Si hanme de matar mañana" (1947) con Pedro Infante y "La perlla" (1947).
En 1947 tien el so primer acercamientu col cine de Hollywood en "Bells of San Fernando" y al añu siguiente interpreta unu de los sos papeles más conocíos: “Gold hat”, un bandíu mexicanu que se faía pasar como policía federal na emblemática película "The Treasure of the Sierra Madre" empobinada por John Huston; y onde pronuncia la llinia “Badges? We ain't got non badges! We don't need non badges! I don't have to show you any stinking badges!” (Identificaciones (plaques de policía)? ¡Nun tenemos identificaciones! ¡Nun precisamos identificaciones! ¡Nun tengo qu'amosate nenguna apestosa identificación!" -N'español-), que foi escoyida nel puestu 36 d'ente les frases más memorables na hestoria del cine estaunidense pol American Film Institute y que foi asonsañada infinidá de vegaes en películes y series de televisión estaunidenses.
A partir de "Treasure of the sierra madre", el"Indiu", como lu llamaben empieza a ser riquíu con mayor constancia en Hollywood, d'ende que solo tuviera 4 participaciones mas nel cine mexicanu: "La casa embruxada" (1949), "Roxura colorao" (1949), "Por elles anque mal paguen" (1952) y "La doncella de piedra" (1956). N'Estaos Xuníos trabaya con importantes actores como: Tyrone Power, Orson Welles, Veronica Lake, Joel McCrea, Yvonne De Carlo y los sos paisanos Ricardo Montalbán y Arturo de Córdova. La so última cinta foi "The Big Country" (1957) de William Wyler, con Gregory Peck y Charlton Heston. 
Alfonso Bedoya muerre'l 15 d'avientu de 1957 na ciudá de México, por cuenta del so fráxil salú derivada del so problema col alcohol.
Janet Beecher
Janet Beecher (21 d'ochobre de 1884 – 6 d'agostu de 1955) foi una actriz teatral y cinematográfico de nacionalidá estaunidense.
Nacida en Jefferson City, Misuri (Estaos Xuníos), el so verdaderu nome yera Janet Meysenburg, y yera hermana de la tamién intérprete Olive Wyndham. Empecipió la so carrera como actriz teatral, actuando nel circuitu de Broadway (Nueva York) en 23 pieces representaes ente 1905 y 1932 (más una opereta en 1913). D'esti primer periodu destaca "Fair and Warmer", de Avery Hopwood (con Madge Kennedy y Ralph Morgan), obra que tuvo un total de 377 funciones ente 1915 y 1916.
Sacante un únicu filme mudu d'orixe teatral estrenáu en 1915, ella participó en 48 producciones cinematográfiques estaunidenses, la primer rodada en 1933, y la postrera de 1943. Destaquen d'ente elles "The Dark Angel" (de Sidney Franklin, 1935, con Fredric March y Merle Oberon), "Big City" (de Frank Borzage, 1937, con Luise Rainer y Spencer Tracy), "El Signu del Foín" (de Rouben Mamoulian, 1940, con Tyrone Power y Linda Darnell), o "Los trés nueches d'Eva" (de Preston Sturges, 1941, con Barbara Stanwyck y Henry Fonda).
Tres la so retirada de la gran pantalla, Janet Beecher volvió a Broadway colos sos dos últimes obres, la primera representada en xunu de 1944, y la segunda, "Feu George Apley", de John P. Marquand y George S. Kaufman, pieza que protagonizó xuntu a Leo G. Carroll, y que se representó un total de 384 ocasiones dende payares de 1944 a payares del añu siguiente.
Finalmente, fixo una única actuación televisiva, nun episodiu de la serie "Lux Video Theatre", emitíu en 1952, tres años enantes de la so muerte, asocedida en 1955 en Washington, Connecticut, por causa de un infartu agudu de miocardiu). Los sos restos fueron encenraos.
Noah Beery, Jr.
Noah Lindsey Beery (10 d'agostu de 1913 – 1 de payares de 1994), conocíu profesionalmente como Noah Beery, Jr. o solo como Noah Beery, foi un actor cinematográficu estaunidense especializáu en personaxes amistosos y atentos, similares a los qu'interpretaba'l so llexendariu tíu Wallace Beery, anque Noah Beery, Jr., a diferencia del so tíu, raramente interpretó papeles que nun fueren secundarios. El so padre, Noah Nicholas Beery (conocíu como Noah Beery), esfrutó d'una carrera de duración similar como actor secundariu. 
Beery nació en Nueva York, onde'l so padre trabayaba como actor teatral. La familia treslladóse a California en 1915, pos el padre empezó a trabayar nel cine. En cursando estudios en Los Angeles, camudar a un ranchu nel Valle de San Fernando, onde vivió un estilu de vida que caltuvo siempres. 
A los siete años d'edá actuó col so padre en "La marca del Foín". Noah Beery, Jr. intervieno en docenes de películes, incluyendo un gran papel como compañeru de John Wayne nel filme de 1934 "The Trail Beyond". Otros trabayos importantes fueron "20 Mule Team (Puñu de fierro)", al pie del so tíu, y "Red River (Ríu coloráu)", con John Wayne, pero la so interpretación más conocida foi la de "Joseph "Rocky" Rockford", el padre de James Garner na popular serie televisiva "The Rockford Files" (1974-1980). El trabayu televisivu de Beery tamién incluyía una actuación selmanal como payasu en "Circus Boy", con Micky Dolenz, a mediaos de la década de 1950.
Noah Beery, Jr. tuvo casáu con Maxine Jones y con Lisa Thorman. Finó en 1994 en Tehachapi, California, por causa de una trombosis cerebral, y foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale, California, xunto a so padre y al so tíu.
Jason Beghe
Jason Beghe (nacíu'l 12 de marzu de 1960) ye un actor de cine y televisión americanu. De mozu asistió a la Collegiate School na ciudá de Nueva York, onde se convirtió nel meyor amigu de John F. Kennedy Jr. y David Duchovny. Beghe ta casáu y vive en Los Angeles, California.
Beghe protagonizó en 1988 so la dirección de George A. Romero la película Monkey Shines, n'español conocióse como Atracción Peligrosa. Nel filme interpretó a un tetrapléxicu, actuación que foi recibida positivamente pola crítica. Apaeció como un oficial de policía na película Thelma & Louise, y actuó xuntu a Demi Moore en GI Jane. Beghe protagonizó xuntu a Moira Kelly na serie de televisión To Have & to Hold , y tuvo papeles recurrentes en Picket Fences, Melrose Presta , Chicago Hope , American Dreams y de Cane, según apaiciones en munchos otros programes de televisión. Anguaño protagoniza la serie de NBC, Chicago P.D. 
Beghe formó parte de la Ciencioloxía, tomó cursos de Ciencioloxía en 1994, y más tarde apaeció nuna campaña publicitaria de Ilesia de la Ciencioloxía y en dellos videos promocionales. Según Beghe, David Miscavige cabeza de la Ilesia de la Ciencioloxía referir a él como "el rapazu del cartelu pa la Ciencioloxía". Beghe abandonó la Ciencioloxía en 2007 y apartir d'abril de 2008 empezó a criticar y falar públicamente alrodiu de les sos esperiencies dientro de la ilesia.
Beghe nació'l 12 de marzu de 1960, na ciudá de Nueva York, y ye unu de cuatro hermanos. Asistió a una escuela privada, Collegiate School, Ellí conoció a John F. Kennedy Jr. y l'actor David Duchovny colos cualos forxó una amistá. Kennedy y Beghe de cutiu pasaben tiempu xuntos pela redolada del Muséu Metropolitanu d'Arte y nel Central Park, y yera reparaos pol Serviciu Secretu. Como adolescente, Beghe asistió a un campamentu de branu con Erik de Rush , agora un columnista y autor conservador.
Influyíu por Beghe, Kennedy arreyar nel programa de teatru na Colexata. Beghe más tarde tamién persuadió Duchovny de probar suerte na actuación. Duchovny entamara escribir y convertise nun profesor, pero a metá de cursar el so doctoráu, Beghe convencer de audicionar pa comerciales de televisión.
Antes de la so carrera como actor, Beghe trabayó como modelu n'Europa. Él tuvo'l so debú nel cine na película Compromising Positions en 1985, protagonizada por Susan Sarandon, en 1986 tuvo'l so primer papel recurrente en televisión, na comedia de HBO, 1st & Ten, depués Xuntu a OJ Simpson y Sam J. Jones protagonizó la secuela d'esta comedia, que llevó por títulu , y John Voohees de The Seattle Times escribió: "L'elencu, qu'inclúi a OJ Simpson, Sam J. Jones y el recién llegáu Jason Beghe, ye de primer orde ". 
En 1988, protagonizó la película Monkey Shines: un esperimentu nel mieu , dirixida por George A. Romero. Protagonizó a Allan Mann, un estudiante de derechu tetrapléxicu resultancia de ser pilláu por un camión nos creitos iniciales de la película. The Philadelphia Inquirer dio una opinión positiva del rendimientu de Beghe nel filme: "Actuar namái cola cara y la voz, Jason Beghe ye estupendu en tresmitir el creciente enoxu y la rabia d'un home activu convirtióse en pasivu". David Foil de The Seattle Times describió l'actuación de Beghe como "notable a cencielles pol prestu de les demandes del personaxe". 
Beghe interpretó a una estrella d'h.oquei sobre xelu nel filme All-Star Assassin de Perry Mason en 1989. En 1991 dió vida a un policía estatal na película Thelma & Louise (axuntándolo con Sarandon, con quien apaeciera en posiciones comprometedores ), y en 1997 tendrí un papel al pie de Demi Moore na película GI Jane. Nesti tiempu participó con papeles recurrentes en Picket Fences y Melrose Presta.
En 1997 convertir nun miembru del elencu de la serie Chicago Hope, interpretó a Danny Blaines quien amosaría interés románticu pola Doctora Austin interpretada por Christine Lahti. Nuna entrevista de 1997 en The Boston Herald, Beghe faló del so respetu polos sos compañeros miembros del elencu en Chicago Hope: "Creo que ye'l meyor elencu montáu que yo vi, son increíbles y trabayar con Christine Lahti(...) ye tan bona ya intelixente y dedicada. Convertíme nun meyor actor namái por trabayar con ella. "
Beghe co-protagonizó xuntu a Moira Kelly en 1998 la serie dramática de la cadena CBS To Have & to Hold, onde'l so papel yera'l d'un policía, Sean McGrail. 
Beghe apaeció en papeles en multiples series como Numb3rs, , Everwood, Criminal Minds, Veronica Mars y de Cane. En 2008 Beghe formaría parte del elencu de la película de terror One Missed Call como'l exorcista Ray Purvis. En 2009, Beghe participó como estrella convidada na serie de televisión Californication interpretando'l personaxe del novelista Richard Bates, un amigu del personaxe de Hank Moody (interpretáu por David Duchovny). 
N'ochobre de 2009, Beghe filmó en Pittsburgh, Pennsylvania la película The Next Three Days, dirixida por Paul Haggis. La película estrenar en 2010 y completaron l'elencu Russell Crowe, Elizabeth Banks, Brian Dennehy , y Olivia Wilde.
Nel 10 d'avientu de 2013 anunciar na páxina oficial de Facebook pa la próxima película d'animación tradicional Dawgtown, que Beghe roblaría pa poner voz a Mauler na película.
En 2014, Beghe protagoniza Chicago P.D., un spin-off de Chicago Fire, onde Beghe tuvo un papel recurrente. Beghe nesta ocasión, tuvo'l papel principal interpretando al sarxentu Hank Voight.
La hermana de Beghe, Francesca Beghe, ye una cantante y compositora que llanzó un álbum homónimu en 1991. Beghe casóse con Angie Janu en 2000. Jason y David Duchovny siguen siendo amigos bien cercanos, y tuvo na boda de Duchovny cola actriz Téa Leoni. Él vive cola so esposa y familia en Nichols Canyon, Los Angeles , California .
Beghe sufrió un accidente automovilísticu en 1999. Él dixo que cuando: "Yo taba intubado , tire d'esti tubu nel mio gargüelu".  Esto dexar con una voz bien caracteristica descrita como "grava".  
Ed Begley
Edward James Begley (Hartford (Connecticut), 25 de marzu de 1901 - Hollywood (Los Angeles), 28 d'abril de 1970) foi un actor d'Estaos Xuníos.
Begley nació en Hartford (Connecticut). Empecipió la so carrera como un actor de radio mientres la so adolescencia. Más tarde pasó a actuar en Broadway. El so trabayu radiofónicu inclúi actuaciones en "Charlie Chan" y "Stroke of Fate". Tamién participó nel programa radial "Richard Diamond, Private Detective", interpretando al teniente Walter Levinson. A finales de los años 1940, empezó a realizar papeles menores en filmes.
Ganó'l Óscar al meyor actor de repartu pola so actuación en "Sweet Bird of Youth". Otros de los sos filmes notables son "12 Angry Men" y "The Unsinkable Molly Brown". Begley tamién trabayó en televisión, apaeciendo como actor invitáu en series como "Bonanza".
Begley tuvo casáu en trés causes. Foi'l padre del actor y activista ecolóxicu Ed Begley, Jr.
Morrió d'un ataque cardiacu en Hollywood (California). Foi soterráu nel "San Fernando Mission Cemetery" en Mission Hills (California).
Beth Behrs
Beth Behrs (Lancaster, 26 d'avientu de 1985) ye una actriz estauxunidense. Ella protagonizó la película "" nel papel de Heidi. Anguaño protagoniza la comedia de situación de CBS "2 Broke Girls" nel papel de Caroline Channing.
Behrs nació en Lancaster, Pensilvania, fía mayor de David Behrs, direutor d'universidá, y Maureen Behrs, profesora de primer grau. Tien una hermana seis años menor. Behrs camudar a Lynchburg, Virginia en 1989, onde se crió. Empezó a actuar en teatru a la edá de cuatro años, y xugó al fútbol mientres crecía. A la edá de quince años, camudar cola so familia al El Condao de Marin, California, nel Área de la Badea de San Francisco.
Behrs empezó a asistir a la secundaria Tamalpais en 2001, y foi aceptada nel altamente consideráu programa de teatru de la escuela. Ella estudió nel Teatru Conservatorio Americanu en San Francisco, y actuó nel musical "Dangling Conversations: The Music of Simon and Garfunkel", y na obra "Korczak’s Children" y "A Bright Room Called Day" de Tony Kushner. Foi entrenada de manera clásica como cantante.
Behrs camudar a Los Angeles en 2004 pa estudiar actuación na Escuela de Teatru, Cine y Televisión de UCLA. En 2005, actuó como Sandy Dumbrowski nuna producción de "Grease" nel "Ray of Light Theatre" de San Francisco, y foi nomada Miss Condáu de Marin en 2006. Empezó a audicionar pa roles nel so últimu añu y graduóse en 2008 con un grau en estudios críticos. Behrs axudicóse una beca de la Young Musician's Foundation Vocal depués de graduase.
Behrs consiguió'l so primer trabayu nel cine cola comedia adolescente "", onde ella filmó en Vancouver por siete selmanes, empezando en marzu de 2009. La película, la séptima na saga "American Pie", foi estrenó'l 22 d'avientu de 2009. Ella protagonizó la comedia independiente "Serial Buddies", alrodiu de un grupu ineptu de asesinos en serie, producida pola celebridá de televisión Maria Menounos. El filme tamién foi protagonizáu por Christopher Lloyd, Kathie Lee Gifford, y Artie Lange. Behrs filmó la película independiente, "Route 30, Too!", en Chambersburg, Pensilvania a fines de 2010, actuando como una moza estraterrestre. Ella tamién apaeció n'episodios de les series de televisión, "", y "Castle" d'ABC.
Behrs protagoniza la CBS comedia de situación de CBS, "2 Broke Girls", producida pola comediante Whitney Cummings y el productor de "Sex and the City" Michael Patrick King. Ella interpreta a Caroline Channing, una heredera del barriu Upper East Side de Manhattan, quien ye forzada a convertise en mesera en Williamsburg, Brooklyn, cuando'l so padre ye arrestáu por fraude financieru. El so personaxe ye una graduada de la Escuela Wharton, y fai equipu con una mesera cínica llamada Max (Kat Dennings) nuna empresa de negociu. Behrs audicionó pal papel siete veces. Ella taba trabayando como una añada en "Geffen Playhouse", un teatru d'escenariu en Westwood, Los Angeles, cuando ella llogró'l papel.
Dend'avientu de 2012, caltién una relación col tamién actor Michael Gladis.
Harry Belafonte
Harold George Belafonte, Jr. (nacíu'l 1 de marzu de 1927 en Nueva York, Estaos Xuníos) ye un músicu, actor y activista social d'ascendencia jamaicana. Conocíu como «"el Rei del calypso"», por popularizar esti estilu musical caribeñu de la década de los 50. El so cantar más conocíu (que lu llevó al primer puestu nes llistes d'ésitos en 1957) seique sía "Day-O (Banana boat song)", que forma parte de la banda sonora de "Beetlejuice", de Tim Burton, xuntu con "Jump in the Line". Fixo apaiciones nel "Show de los Muppets".
Fora de la so carrera musical, lluchó por derechos humanos y causes humanitaries. Criticó la política de George W. Bush pola Guerra d'Iraq. Tamién participó nel cantar ganador del premiu Grammy "We are the world" (1985).
Harry Belafonte ye dende 1987 embaxador de UNICEF, y ocupa el so llabor nos derechos de los neños africanos. En 2001 empecipió una campaña contra'l sida en Sudáfrica.
En 2014 foi galardonáu col .
Harry Belafonte naz en Manhattan, Nueva York, mientres el so padre d'orixe jamaicano trabayaba como chef pa la Marina Británica. Cuando Belafonte tenía ocho años, la so familia treslladóse a Xamaica y tornó a los trelce a Nueva York, pero aquella estancia marcó la so vida, invadíu polos ritmos caribeños.
Tres enrolarse na marina y sirvir na Segunda Guerra Mundial, tomó clases d'actuación al pie de Marlon Brando, Tony Curtis, Walter Matthau, Bea Arthur, y Sidney Poitier mientres trabayaba nel "American Negru Theatre Workshop".
Empecipia la so carrera como cantante, anque ensin muncha fortuna de primeres, actuando en pequeños clubes de la mariña esti de Norteamérica. Abrió un restorán nel Greenwich Village, que cerró depués pa dedicase definitivamente a cantar.
Tamién apaeció en películes como "Bright road", "Carmen Jones", "Islland in the sun" y "The world, the fIesh and the devil", "Odds Against Tomorrow", "Uptown Saturday Night", y en delles campañes de beneficencia como "USA for Africa" en 1985.
Esti cantar nun foi en realidá un calypso. "Day-Oh" ye un cantar tradicional de Xamaica sobre'l trabayadores de los muelles que carguen bananas pa la esportación.
El cantar grabar por primer vegada en Inglaterra en 1954, pol actor y vocalista de Trinidá, Edric Connor. Connor llamar "Day Dah Light (Banana Loaders Song)" ya incluyir nun discu de cantares folclóricos jamaicanas que nun tuvo gran espardimientu.
En 1956 dos nuevos arreglos del cantar grabar de forma independiente pol cantante caribeñu-americanu Harry Belafonte y polos "Tarriers", un grupu americanu qu'interpretaba cantares folclóricos. La versión de Belafonte, afecha pol compositor Irving Burgie, llamóse "Day-Oh" y salió tantu como single como nel so discu de calypso. "The Tarriers" oyeren el cantar d'otru intérprete de música folk, Bob Gibson, que viaxara a Xamaica.
La so versión, llamada "The Banana Boat Song", ye en realidá un amiestu con otru cantar folk jamaicana: "Hill and Gully Rider". Tanto la versión de The Tarriers como la de Belafonte algamaron les llistes d'ésitos a primeros de 1957. La canal televisiva chilenu Megavisión utilizar en 1992, como característica, nuna versión interpretada por Peter Rock y les cares de la cadena d'esa dómina.
Patricia Belcher
Patricia Belcher (n.1954, Helena, Montana, Estaos Xuníos) ye una actriz de televisión d'Estaos Xuníos, conocida pol so rol como la estricta "Estelle Dabney" na sitcom de Disney Channel Original Series "Good Luck Charlie" y como la "fiscal Caroline Julian" na serie "Bones".
Belcher nació en Helena, Montana. Belcher fixo munches apaiciones en películes, incluyendo "El númberu 23", "Mentes en blancu", "Jeepers Creepers", "Heartbreakers" y en 2009, "(500) Days of Summer". Tamién fixo apaiciones en series de televisión, incluyendo "Boston Legal", "The Jake Effect" "Twins", "The Proud Family", "Sabrina", "Still Standing" y "How I Met Your Mother" (capítulu 8 de la 2ª temporada: "Atlantic City"). Belcher ta anguaño produciendo'l so rol de 2008 na película "Lower Learning" como 'Colette'. Tamién tuvo un cameo na serie de televisión "Community" como una trabayadora de cafetería. Tien un rol recurrente como la fiscal Caroline Julian en "Bones".
Participó en comercial de televisión comerciales de TV pa productos como Staples y Time Warner, según pa la American Cancer Society. Anguaño protagoniza'l papel de "Mrs. Dabney" na nueva serie de Disney Channel "Bona Suerte Charlie!". Tamién fixo un pequeñu papel en "La Estraña vida de Timothy Green".
Anna Belknap
Anna Belknap (22 de mayu de 1972) ye una actriz d'Estaos Xuníos, principalmente conocida pol so papel como Lindsay Monroe na serie de televisión de la CBS, "".
Nació en Damariscotta (Maine). Foi al institutu de secundaria Lincoln Academy y, darréu, realizó los sos estudios nel Middlebury College onde llogró un Máster en Belles Artes nel Conservatorio de Teatru Americanu.
Antes de saltar a la fama gracies a "", intervieno tamién n'otres series como "Llei y Orde" y "Medical Investigation". Xunir a la repartu de "CSI: Nueva York" mientres la segunda temporada de la serie, nel episodiu "Zoo York" como la Detective Lindsay Monroe, orixinaria de Bozeman (Montana). 
Tamién collechó una notable reputación como actriz de teatru y anguaño ye miembru de la Rude Mechanicals Theater Company. 
Ta casada con Eric Siegel, tamién miembru de la Rude Mechanicals. Tuvieron la so primer fía'l 14 de xineru de 2009.
Ashley Bell
Ashley Bell (n. 26 de mayu de 1986 en Santa Monica, California) ye una actriz estaunidense, conocida pola so interpletación de Nell Sweetzer na película de terror de 2010 The Last Exorcism.
Ye fía de l'actriz Victoria Carroll y del actor Michael Bell. Bell asistió a la escuela "Tisch School of the Arts" y graduóse en 2007 con una llicenciatura de Belles Artes.
Catherine Bell
Catherine Lisa Bell (14 d'agostu de 1968, Londres) ye una actriz estauxunidense d'orixe inglés que protagonizó la esitosa serie "JAG" dende 1997 a 2005.
Bell ye fía de padre escocés y madre iranina. Los sos padres divorciáronse y ella camudóse a Los Angeles, California cuando tenía 3 años. Llogró la nacionalidá norteamericana a los 12 años. Actuó en dellos anuncios siendo neña. Asistió a la Universidá California, en Los Angeles (UCLA) amosando gran interés en aportar a bioingeniería o doctora pero dexar pa ser modelu. Unu de los sos primeros trabayos de modelu realizar en Xapón.
La so primer apaición nuna película foi como doble de cuerpu pa Isabella Rossellini en "Death Becomes Her" de 1992. En 2003, Bell realizó un papel de repartu na comedia Bruce Almighty que protagonizaba Jim Carrey. Dende entós hasta'l 29 d'abril de 2005, Bell interpretó a la Teniente Coronel del Cuerpu de los Marines Sarah MacKenzie na serie de televisión JAG. Apocayá ver como co-protagonista na mini serie El Triángulu de les Bermudes xuntu a Sam Neill, Lou Diamond Philips y Eric Stoltz. Esta serie foi producida en 2006 por Brian Singer.Y tres esto actuó como protagonista na tv movie Small Still Voice. Anguaño podemos vela na esitosa serie norteamericana Army Wives nel papel de Denise Sherwood, y nel 2008 estrenó una nueva película pa la TV: 'The Good Witch'.
Fala con fluidez el persa y el inglés.
Bell tuvo afiliada a la Ciencioloxía/Dianética dende 1990 y algamó lo qu'ella llamó un Estáu de Claridá”. Contribuyó a la Ciencioloxía dende'l Proyectu Hollywood d'Educación y Lliteratura. N'avientu de 2005 ayudó a promover la gala d'apertura del revesosu ”Muséu de Psiquiatría: Una Industria de muerte” qu'espublizaba una teoría conspiratoria que conectaba a Adolf Hitler col oficiu psiquiátricu.
En febreru de 2006, Bell apaeció nun videu musical de la Ciencioloxía llamáu “Xuníos”. El reporteru de Fox News Roger Friedman anunció que recibiera una copia per corréu que lu unviaron personalmente Tom Cruise y Katie Holmes, con un repertoriu de máximes de la Ciencioloxía como “Nunca temes estropiar a otru por una causa xusta”. Friedman dixo del videu que Bell y otres celebridaes como Jenna Elfman y Isaac Hayes apaecíen “dando cabezadas y aplaudiendo nuna especie de trance”.
Coby Bell
Coby Scott Bell (11 de mayu de 1975) ye un actor y productor d'Estaos Xuníos. Ye conocíu polos sos papeles como oficial, Tyrone Davis, Jr. nel drama "Third Watch" y el futbolista profesional Jason Pitts en "The Game". Anguaño actúa como Jesse Porter na serie "Burn Notice", y apaez en "The Game" de xemes en cuando.
Bell sofitó a Barack Obama pa presidente en 2008.
Bell ta casáu con Aviss Pinkney-Bell y tien cuatro fíos; dos ximielgues (Serrae y Jaena) y una neña y neñu (Quinn y Eli). 
Drake Bell
Jared Drake Bell (Santa Ana, California; 27 de xunu de 1986), conocíu artísticamente como Drake Bell, ye un actor, cantautor y músicu d'Estaos Xuníos meyor conocíu por protagonizar la serie orixinal de Nickelodeon Drake & Josh nel so papel de Drake Parker.
Empezó la so carrera como actor na década de 1990, apaeciendo na sitcom "Home Improvement", y en dellos comerciales pa televisión. Fíxose bien conocíu ente'l públicu xuvenil pol so papel como Drake Parker na serie de televisión "Drake & Josh" de la canal Nickelodeon, nel cual ye protagonista xuntu a Josh Peck, con quien yá trabayara enantes en "El show d'Amanda". Ganó un total de siete premios Kids Choice Awards pola so participación en "Drake & Josh", y un Teen Choice Awards como "Meyor actor revelación nuna película" pola película "Superhero Movie". Bell tamién protagonizó pa Nickelodeon una triloxía de películes basaes na serie animada "Los padrinos máxicos", "" (2011), "A Fairly Odd Christmas" (2012) y "A Fairy Odd Summer" (2014).
Amás de l'actuación, Bell tamién se dedicó a la música. Co-escribió ya interpretó la tema principal de "Drake & Josh", tituláu "I Found a Way", y nel 2005, llanzó'l so primer álbum independiente, "Telegraph". El so segundu álbum, "It's Only Time", foi llanzáu en 2006 dempués de roblar cola discográfica Universal Motown Records, y debutó nel númberu 81 del Billboard 200, vendiendo más de 23.000 copies na so primer selmana de llanzamientu. En 2014, Bell llanzó'l so tercer álbum, "Ready, Steady, Go!" sol sellu indie Surfdog Records. L'álbum debutó nel númberu 182 del Billboard 200. El so cantar "Bull", convertir nun ésitu en Méxicu algamando'l puestu númberu 8.
Bell nació'l 27 de xunu de 1986 en Santa Ana, California. Los sos padres son Robin Dodson, una xugadora profesional de billar, y Joe Bell. Tien tres hermanos mayores, Joey (nacíu en 1972), Robert (nacíu en 1974) y Travis (nacíu en 1980), y una hermana mayor, Kellie (nacida en 1969). El so primu ye l'ex-xugador de los Tampa Bay Rays Heath Bell.
Drake empezó a actuar a la edá de cinco años. Nel 2000, foi nomáu a los Premios Artista Mozu pola "Meyor actuación nuna película pa televisión", pol so papel de Cage Redding en "The Jack Bull". A John Cusack gustó-y tanto l'actuación de Drake, qu'él mesmu lo escoyó pa la versión nueva del so papel na película "Alta fidelidá", que s'estrenó'l mesmu añu.
Mientres la filmación de la serie de televisión del 2001 "Chasing Destiny", la co-estrella y cantante del grupu The Who, Roger Daltrey, dio-y a Bell clases privaes de guitarra. Ente 2004 y 2008, Drake protagonizó la serie de televisión de Nickelodeon, "Drake & Josh" personificando a Drake Parker, xuntu al actor Josh Peck, quien representen a dos nuevos que se converten n'hermanascos dempués de que la madre de Drake casóse col padre de Josh. Na mesma, comparten creitos con Miranda Cosgrove quien fai de la so hermana menor Megan, que fai-yos la vida imposible. 
En 2005, Bell co-protagonizó con Dennis Quaid la película "Yours, Mine and Ours" que trata d'una ex-pareya que se realcuentra dempués de que cada unu tuviera fíos con otres persones. El problema empieza cuando'l matrimoniu, yá reconciliáu, quier vivir nuna mesma casa colos diez fíos d'ella y los ocho d'él. En 2008, Bell protagonizó la película "Superhero Movie", una comedia asonsaña de les películes "Spider-Man", "Scary Movie 3" y "Scary Movie 4". Esi mesmu añu, co-protagonizó la película risible "College", que foi filmada na ciudá de Nueva Orleans.
Drake aprendió a tocar el pianu a los trelce años y a los quince a tocar la guitarra. Nel 2002 presentó'l programa de televisión "El show d'Amanda", el so primer cantar orixinal, «Lost a lover». Tamién presentó una parte d'esti cantar nun episodiu de les series "The Nightmare Room" y "So Little Time". Otra de los sos cantares, «I Found a Way», foi presentada en "Drake & Josh". El cantar ta incluyida na banda sonora de la serie (2005), xuntu con dos composiciones qu'él escribió y presentó y que tuvieron nel so álbum debú "Telegraph", que foi llanzáu independientemente el 27 de setiembre del mesmu añu.
Ente 2004 y 2008, Bell y los sos compañeros de banda Backhouse Mike y C.J. Abraham (The Super Chris), trabayaron en cantares pa les series "Drake & Josh", "Zoey 101", y "iCarly". En 2005, apaeció nel video del cantar «Bring 'Em Out» de la banda canadiense Hawk Nelson, que foi presentáu na película "Yours, Mine and Ours".
En 2006 Bell robló contratu con Universal Records y llanzó el so primera senciellu, «I Know», el 17 d'ochobre de 2006. El videu musical del mesmu foi filmado nesi mes.
El segundu álbum de Bell llamáu "It's only time", foi llanzáu'l 5 d'avientu de 2006, llegando al puestu ochenta y uno na llista d'ésitos Billboard 200. Bell presentar en vivu na serie de televisión Total Request Live de la canal MTV, el día posterior del so llanzamientu. Nel branu del 2007, Drake fixo una xira per Estaos Xuníos promocionando'l discu. El 16 d'ochobre de 2007, Radio Disney llanzó una versión del so cantar «Makes me happy», al traviés de iTunes. Este foi'l segundu senciellu del álbum "It's only time". Esi añu escribió con Backhouse Mike y C.J. Abraham (The Super Chris) la tema principal de la serie iCarly, «Leave It All to Me», que canta a dúu con Miranda Cosgrove. El videu musical del cantar foi premiáu'l 24 de mayu de 2008. En 2008 Bell grabó un cantar con Sara Paxton pa la película "Superhero Movie", llamada «Superhero! Song». Tamién presentó dellos cantares de Navidá na película del mesmu añu,"Merry Christmas, Drake & Josh". Un DVD tituláu "In Concert In Auditoriu Nacional", foi llanzáu'l 18 d'avientu de 2008 mientres la so primer xira por Méxicu. El DVD amuesa a la so banda en vivu mientres da un conciertu nel Auditoriu Nacional de México, D. F., n'ochobre de 2008. Tamién presenta dos nueves cantares y cinco covers.
En xunu de 2010, Drake Bell realizó una segunda xira per México visitando Monterrey, Puebla, Guadalajara y la Ciudá de México. En 2011 realizó un show íntimu nel Lunario del Auditoriu Nacional (México). Amás, algamó'l puestu ochenta y tres de la llista de los "100 meyores artistes de la hestoria" según la revista Rolling Stones. En 2014, Drake llanzó'l so nuevu álbum tituláu "Ready, Steady, Go!" del cual esprender el senciellu "Bitchcraft" que s'asitió nel puestu 46 de los billboard nel so primer día d'estrenu.
Bell dixo que la so música ta fuertemente influyida por The Beatles y The Beach Boys, con The Beatles como la so principal influencia. Dixo que dos de les sos otres influencies son Elvis Presley y Buddy Holly.
El 29 d'avientu de 2005, Bell tuvo arreyáu nun accidente automovilísticu na ciudá de Los Angeles. Diba conduciendo nel so coche con un amigu, cuando un camión pasó una lluz colorao, y provocó un choque. El so coche, un Ford Mustang del 66, nun tenía bolses d'aire, polo que Bell impactó la so cara contra'l volante. Sufrió una quebra de pescuezu, rompióse'l quexal en tres lugar, y perdió siete dientes, amás de delles cortes na cara. Bell someter a ciruxía plástica pa reparar la so cara. 
El 5 de xineru de 2015, Bell anuncia que por cuenta de un accidente, sufrió una mancadura na muñeca y nun va poder volver tocar la guitarra pero va poder siguir cola so carrera actoral.
Kristen Bell
Kristen Anne Bell (Huntington Woods, 18 de xunetu de 1980) ye una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión y foi actriz de teatru. Bell foi citada nos medios como una de les moces que popularizó l'estereotipu de "chica geek" (Geek chic) y suel ser reconocida pol so aspeutu xuvenil. Ganó'l Satellite Award y el Saturn Award, y foi nomada pal Television Critics Association Award y el Teen Choice Award.
Magar el so primer papel nel cine foi en "Polish Wedding", onde nun apaecía nos creitos finales, Bell yá actuara en producciones teatrales y musicales. En 2001, fixo'l so debú en Broadway como Becky Thatcher en "The Adventures of Tom Sawyer". Dempués de camudase a Los Angeles, Bell consiguió dellos papeles como convidada en series de televisión, y pequeños papeles en películes, hasta que ganó popularidá cola so actuación, aclamada pola crítica, na serie de televisión Veronica Mars, interpretando al personaxe principal del mesmu nome, papel que caltuvo duante tres temporaes, dende setiembre de 2004 hasta mayu de 2007. Mientres la so dómina en "Veronica Mars", Bell volvió interpretar a Mary Lane na versión cinematográfica de "", actuando como tal nuna producción teatral. Tamién interpretó'l papel principal en "Pulsie", un refritu d'una película J-Horror. En 2007 xunir al elencu de "Heroes" interpretando a Elle Bishop, y a la nueva serie "Gossip Girl" como la narradora. En 2010 saldría a la lluz "Burlesque" onde Kristen actuaría como "Nikki", l'antagonista, al pie de iconos de la música como Christina Aguilera y Cher. Tamién ye conocida por ser la voz d'Anna, la viviega hermana menor d'Elsa na película de Disney, "Frozen", na cual dio a conocer meyor les sos habilidaes como cantante. En 2014 estrenar en FOX la serie animada "Ensin Supervisión" na que pon la voz a la mojigata y xuiciosa Megan, amiga de los protagonistes Gary y Joel. La serie foi atayada dempués de 13 episodios por baxa audiencia.
Bell nació y creció en Huntington Woods, Michigan, un suburbio de Detroit. Ye fía de Tom Bell, un direutor de noticies na televisión, y Lorelei "Lori" Bell, una enfermera. Bell tien ascendencia polaca y escocesa. Los sos padres divorciáronse cuando ella tenía dos años d'edá. Kristen tien dos mediu-hermanes del segundu matrimoniu del so padre: Sara y Jody.
A los cuatro años d'edá, Bell sostuvo que nun-y gustaba'l so primer Nome y optó por camudar lo, sicasí, el so madre convencer de qu'usara'l so segundu nome, Anne, en cuenta de Kristen; utilizó'l nome Annie hasta qu'ingresó n'educación secundaria. En Huntington Woods estudió nel colexu Burton Elementary onde estudió cantar y claqué.
Poco primero del so primer añu en secundaria, los padres de Bell decidieron sacala del sistema de colexos públicos. Estudió nel colexu católicu Shrine Catholic High School cerca de Royal Oak, onde formó parte de los clubes de teatru y música. Mientres la so estancia nel colexu, interpretó'l papel principal na producción del colexu de 1997 de "The Wizard of Oz", como Dorothy Gale y apaeció nes producciones de "Fiddler on the Roof" (1995), "Lady Be Good" (1996), y "Li'l Abner" (1998). En 1998, l'añu de la so graduación, Bell foi nomada "La Más Guapa" na revista del colexu polos votos de los sos compañeros.
Cuando Bell tenía diecisiete años, la so meyor amiga, Jenny DeRita, a quien conoció a los once años d'edá mientres una producción teatral de la comunidá de Detroit, finó nun accidente automovilísticu. Bell dixo que foi "lo meyor y lo peor que lu pasó na so vida; Una vegada qu'apriendes a nun dar por sentada a la xente vives una vida más feliz."
Poco dempués de la so graduación en secundaria, Bell treslladóse a la Ciudá de Nueva York y estudió nel Tisch School of the Arts na Universidá de Nueva York, con mención en teatru musical. En 2001, mientres el so últimu añu na Universidá, Bell colóse faltándo-y pocos creitos pa graduase pa interpretar un papel nel musical de Broadway "The Adventures of Tom Sawyer".
En 1992, a la edá d'once años, Bell foi a la so primer audición y ocupó un doble papel como plátanu y árbol nuna producción teatral d'un suburbio de Detroit de la obra "Raggedy Ann and Andy". La so madre contrató a un axente primero que Bell cumpliera trece años, lo que-y dexó apaecer n'anuncios en periódicos de Detroit y n'anuncios de televisión. Tamién empezó a recibir llecciones de privaes d'interpretación. En 1998 apaeció nun papel ensin acreditar na película, filmada cerca d'onde vivía, "Polish Wedding".
En 2001, Bell dexó la Universidá de Nueva York pa interpretar l'importante papel de Becky Thatcher nun musical de Broadway -que tuvo una curtia duración-, "Les aventures de Tom Sawyer". El mesmu añu fixo'l so debú nel cine con un papel -qu'esta vegada apaez acreditáu- na película "Pootie Tang", sicasí, la so única llinia na película foi cortada y la so apaición consta solo como una escena a la fin de la película cuando yá apaecen los creitos. Adicionalmente realizó una prueba pal papel de Chloe Sullivan na serie de televisión "Smallville", que terminó interpretando Allison Mack. En 2002, actuó na reapposición de Broadway llamada "The Crucible", xuntu a Liam Neeson, Angela Bettis y Laura Linney. Bell camudar a Los Angeles en 2002 por cuenta de la so amistá colos escritores Kevin Murphy y Dan Studney y apaeció en dellos programes de televisión como convidada, siéndo-y difícil consiguir un papel estable nuna serie de televisión. Bell habíase "probáu como ocho veces y nun llograra que tolos programes en que se probara fueren aceptaos," incluyendo audiciones pa "Skin" y una serie de Norm Macdonald. En 2003 llogró un papel na película de Hallmark "The King and Queen of Moonlight Bay".
En 2004, Bell actuó na producción teatral de "Reefer Madness" en Los Angeles, dexándo-y trabayar colos escritores Kevin Murphy y Dan Studney. Darréu apaeció na película pa televisión de Lifetime "Gracie's Choice", que llogró una de les cuotes de pantalla más altes de la canal. Fixo la so presentación, como actriz de cine, na película de David Mamet "Spartan", como Laura Newton, la fía secuestrada d'un altu funcionariu del gobiernu d'EE.XX., actuando xuntu a Val Kilmer. Bell tamién apaeció como convidada nel drama de HBO "Deadwood" nuna hestoria de dos episodios ("Bullock Returns to the Camp" y "Suffer the Little Children").
Finalmente llograría'l papel principal nel drama d'UPN "Veronica Mars", que s'estrenó na seronda de 2004. Creada por Rob Thomas, Bell interpretaba a una detective de diecisiete años d'edá llamada Veronica, actuando xuntu a Enrico Colantoni, qu'interpretaba al so padre, Jason Dohring, Percy Daggs III y Ryan Hansen. "Veronica Mars" describióse como "un pocu de Buffy y un pocu de Bogart". Bell rellataría paralelos ente'l so personaxe, Veronica, y la so propia vida -los sos padres divorciárase y el so meyor amiga finara, tal que Veronica-. Tanto la serie como la interpretación de Bell llograron crítiques favorables de los medios. Dellos críticos dixeron que la pasaron por altu, yá que realmente merecióse una nominación a los Premios Emmy. Como comentó un escritor del "tvaddict.com", "[El so] completa falta de reconocencia por aciu un Emmy demuestra que los votantes nun ven realmente seriar enantes de votar."
En 2005, Bell actuó en "", repitiendo'l so papel yá interpretáu nel musical off-Broadway. El musical taba basáu, en parte, na película de 1936 del mesmu nome; la película de 1936 taba basada, pela so parte, nuna película propagandística en contra de la mariguana llamada "Tell Your Children". "Reefer Madness: The Movie Musical" se extrenó na canal Showtime el 16 d'abril de 2005. El 18 de setiembre de 2005, Bell fixo una interpretación del cantar de la serie de televisión de 1982 "Fame" nuna porción, llamada "Emmy Idol", de la ceremonia "57th Annual Primetime Emmy Awards". Ella y l'elencu de "Veronica Mars" fueron nomaos a dos "Teen Choice Awards" en 2005: "Choice Breakout Actress" y "Choice Breakout TV Show".
En 2006, Bell ganó'l Saturn Award por "Meyor actriz de televisión" pola so actuación en "Veronica Mars", ente que la serie foi nomada a "Best Network Television Show". Amás de trabayar en "Veronica Mars", n'abril Bell interpretó a Gracie en "Fifty Pills", película estrenada nel Tribeca Filme Festival. Actuó nuna película de corte independiente llamada "The Receipt" y na película d'horror "Roman", que foi dirixida pol so co-estrella en "The Crucible" Angela Bettis. Actuó en "Pulsie" estrenada'l 11 d'agostu de 2006 nel papel principal de Mattie. Un refritu de la película d'horror xaponés "Kairo", la película recaldó $27.9 millones alredor del mundu, pero llogró crítiques negatives. Frank Scheck del "The Hollywood Reporter" comentó, "a pesar de la presencia de Kristen Bell, [la] nueva actriz tien un material muncho más aburríu pa trabayar que como [el so personaxe] Veronica Mars".
"Veronica Mars" tuvo en UPN mientres dos temporaes; la serie foi anovada y tornó pa una tercer temporada na nueva canal The CW. El 19 de xineru de 2007 la presidenta de CW Entertainment Dawn Ostroff anunció que, ente que taba complacida cola meyora gradual de los índices d'audiencia de "Veronica Mars", la serie sería suspendida hasta febreru, en que s'estrenaría una nueva serie de realidá, "". El 17 de mayu de 2007 Ostroff anunció la cancelación de la serie. L'episodiu final de la serie, de dos hores, foi emitíu n'Estaos Xuníos el 22 de mayu de 2007 y el 11 de xunu de 2007 anuncióse que "Veronica Mars" fuera atayada oficialmente pola CW, dempués de recibir un mensaxe de corréu electrónicu de Thomas. Aldericóse una posible continuación de "Veronica Mars" en película o n'historieta, y mientres un curtiu periodu de tiempu falar d'otra collaboración ente Bell y el ceador Thomas, que nun taría rellacionada cola serie "Veronica Mars". Poco dempués de la cancelación, Bell filmó en Hawaii pal papel protaganista na comedia de Judd Apatow "Forgetting Sarah Marshall". Dixo que la comedia improvisada na película foi una "esperiencia encantadora". La película, escrita pol otru protagonista Jason Segel foi estrenada nos cines el 18 d'abril de 2008.
Escoyida pa participar na segunda temporada de "Heroes", onde va interpretar a Elle, una moza que tien el poder de llanzar cargues eléctriques.
Bell participó na serie de televisión estaunidense "Gossip Girl", como la reina flera (voz en off).
En 2011 fixo un cameo na película de terror "Scream 4", xuntu a Anna Paquin.
En 2012 participó na serie "House of Lies" de la cadena de pagu Showtime, interpretando'l papel de Jeannie Van Der Hooven, una consultora d'empresa. Anguaño acaba d'estrenar la película hit and run con Dax Shepard
En 2005, Bell foi nomada pola revista "Jane" como "una de les 11 persones que te gustaría ver desnuda", apaeciendo nuna simulación desnuda pa la revista, y en 2006 foi escoyida la "vexetariana más sexy del mundu" nuna encuesta añal de PETA. Llogró'l llugar #68 na llista "Hot 100" de 2005 de la revista Maxim, #11 al añu siguiente na mesma llista, y #46 en 2007 onde la citó al dicir que "coles sos propies manos salvara a CW de ser la peor canal de tolos tiempos". En 2006, Bell tuvo nel visu de la llista "Investigadores criminales sexys de la televisión na seronda" de "Maxim". En 2008, llogró'l llugar #59 na llista "Top 99 Women of 2008" de la revista Ask Men. Reflexáu na so almitida popular colos "geeks", Bell foi votada la cuarta muyer más sexy de la televisión polos encargaos de la revista "Wizard".
Diz que nunca se vio como una muyer mayor por cuenta de que "siempres interpreta papeles y vese como una persona 10 años menor", sicasí, esplica: "Daqué máxicu pasó cuanco cumplí 25 años — miré nel espeyu y dixi, pue que yá non te refuguen pa les películes pa mayores (R-rated movie). Yá nun tenía un cuerpu de neñina." Bell cunta que dellos de los sos personaxes tienen calter masculín por cuenta de que ella nun taba "lo suficiente na so casa como pa interpretar a una neña estudiosa y nun yera lo suficientemente guapa como pa interpretar a una moza guapa".
Bell foi acomuñada cola idea de que "nerdy ye el nuevu cool", y esplica que, "lo qu'antes yera vistu como nerdy agora ye vistu como orixinal. Lo que me gusta de lo nerdiness, geekiness, ye que realmente nun importa no que teas metíu—solo quier dicir que nun yes un siguidor." Tamién dixo: "Gústenme los nerds. Los adictos a la Comic-Con son el ceadores de gustos de la mañana. ¿Nun ye eso graciosu? Les cartes diéronse vuelta." Vanessa Juárez de "Entertainment Weekly" comentó que'l papel de Bell como "Veronica Mars", "Heroes" y como una fanática de "Star Wars" na película a estrenase "Fanboys" hai "solidificado el so puestu nel centru del universu geek", ente que Rodney Rothman dixo, "Ganó'l mercáu d'el perdedores." El trabayu de Bell suel comparase col de Sarah Michelle Gellar na so interpretación del personaxe de televisión de cultu na serie "Buffy the Vampire Slayer". Frank Scheck del "The Hollywood Reporter" declaró que Bell puede ye "discutídamente la sucesora na televisión [de la interpretación de Gellar como Buffy] cuando se falar de combatir a los malos."
A pesar del so "nuevu estatus de celebridá", Bell sostien que nun ta esmolecida porque "de toes formes, naide reconocer". Como esplica Bell, "Salgo al pie de Hayden Panettiere dacuando, pero nunca me saquen fotografíes. Póngame a un llau y salgo pa poneme enfrente cuando me diz que quier alloñar d'ellos, o la ayudar a xubise al coche."
A la edá d'once años, Bell convirtióse en vexetariana. Nuna entrevista con PETA, Bell dixo, "Siempres fui una amante de los animales. Costábame enforma disociar los animales colos que xugaba —por casu, perros y gatos— de los animales nel mio platu, y realmente nunca m'importó'l sabor de la carne. Siempres fui una amante de los mios vexetales (Brussels sprouts!)" Mientres la dómina que vivió en Michigan, Bell acoyó a animales del Michigan Humane Society y anguaño sofita al "Helen Woodward Animal Center" de San Diego. Bell suel dir a les recaldaciones de fondos del ASPCA y d'otres organizaciones ensin fines d'arriquecimientu dedicaes a la protección d'animales. Tien un amiestu ente Welsh Corgi y Chow Chow llamada Lola, y otru ente Welsh Corgi y Chihuahua llamáu Shakey, y un Llabrador Retriever negru llamáu Sadie, que tenía 11 años d'edá cuando foi rescatáu del Furacán Katrina y adoptáu por Bell en 2005. Ella y munchos de quien trabayaron en "Veronica Mars", incluyendo al so amigu Ryan Hansen, tán arreyaos cola organización de caridá Invisible Children Inc.. La meta de la organización ye crear conciencia sobre la xente del norte de Uganda que ta atrapada metanes una guerra civil ente'l gobiernu y el Lord's Resistance Army de Joseph Kony. Bell amosó'l so sofitu a la fuelga de guionistes del Writers Guild of America en 2007 y apaeció ente les sos files n'avientu de 2007 declarando, "el escritores solo tán buscando un pocu de xusticia."
En 2007, Bell terminó una relación de cinco años col so ex noviu Kevin Mann. Díxo-y a la revista "Complex" que les cites dan-y "ganes de devolver. Y non por ascu — D'alcuerdu, un pocu por ascu, pero más que nada polos nervios." Bell esplica, "Siempres fui una monógama seria".
Siendo de Míchigan, ye tamién fan entusiasta del club d'h.oquei Detroit Red Wings.
Ta en pareya col actor Dax Shepard dende 2007. Anunciaron el so compromisu en xineru de 2010. Tienen dos fíos llamaes Lincoln, que nació en marzu de 2013 y Delta nacida n'avientu de 2014. La pareya contraxo matrimoniu nel añu 2013.
Páxines creaes polos sos siguidores:
Lake Bell
Lake Siegel Bell (n. Nueva York, Estaos Xuníos, 24 de marzu de 1979) ye una actriz, guionista y direutora estaunidense. Protagonizó les series televisives "Miss Match" (2003); "The Practice" (2004) y el so spinoff "Boston Legal" (2004–2006) como Sally Heep; "Surface" (2005-2006); "How to Make It in America" (2010-2011) y "Childrens Hospital" (2008–presente) y nes películes "Over Her Dead Body", "What Happens in Vegues" y "Pride and Glory" (toes en 2008); "It's Complicated" (2009); "Burning Palms" (2010); y "Little Murder", "Non Strings Attached" y "A Good Old Fashioned Orgy" (toes en 2011). Bell escribió y dirixió el so propiu y galardonáu curtiu, "Worst Enemy", que debutó nel Festival de Cine de Sundance, siguíu pol so debú direutorial con "In a World..." en 2013.
Bell nació en Nueva York, fía de Robin Bell, dueña de Robin Bell Design en Nueva York, y l'empresariu inmobiliariu Harvey Siegel, quien mercó l'en esi entós zarráu Virginia International Raceway y convirtióse nuna pista de carreres abierta y country club, y yera dueñu del New Xerséi Motorsports Park.
El padre de Bell ye xudíu y la so madre ye protestante. Bell indicó que foi criada nuna "familia cómicamente disfuncional".
Bell foi a la Escuela Chapin en Nueva York y a la Escuela Westminster en Simsbury, Connecticut. Mientres dellos años de la so adolescencia vivió en Vero Beach, Florida. y estudió na Escuel St. Edward's. Foi a la universidá en Skidmore College en Saratoga Springs, Nueva York, enantes de tresferise al Rose Bruford College en Londres, onde actuó en delles producciones teatrales, ente elles "The Seagull", "The Children's Hour", "Seis Grados de Separación", "Light Shining in Buckinghamshire" y "Pentecost".
Bell empezó la so carrera como actriz en 2002 con papeles na película "Speakeasy" y en dos episodios d'ER. Los sos primeros roles importantes llegaron en 2003 -depués d'apaecer nel thriller psicolóxicu "I Love Your Work", foi escoyida xuntu a Jeff Goldblum como unu de los personaxes principales na película pa la televisión de NBC "War Stories" ya interpretó a l'alvertida amiga de Alicia Silverstone, Victoria Carlson, na serie de comedia-drama de NBC "Miss Match". En 2004, Bell participó na película de llucha llibre "Slammed" y debutó como Sally Heep nos últimos cuatro episodisos de "The Practice". El so personaxe foi lleváu a la serie spinoff d'esta postrera, "Boston Legal", na cual foi miembru regular del elencu hasta que dexó'l programa en 2005.
Más palantre Bell fixo'l papel principal na serie de ciencia ficción "Surface", que tuvo nel aire ente setiembre de 2005 y mayu de 2006. En 2006 tamién protagonizó na película "" sobre l'Estrangulador de Hillside de finales de los años 1970 y tornó a "Boston Legal" pa dos episodios, repitiendo'l so papel como Sally Heep, l'abogada contraria de Alan Shore (protagonizada por James Spader). En 2008, protagonizó'l thriller "Under Still Waters", pol cual ganó'l Premiu a Meyor Actriz nel Festival de Cine de Newport Beach, participó xuntu a Paul Rudd y Eva Longoria na comedia romántica "Over Her Dead Body", interpretó a la meyor amiga del personaxe de Cameron Díaz en "What Happens in Vegues" y fixo el rol de la esposa del personaxe de Colin Farrell na película de drama policiacu "Pride and Glory".
Tamién foi escoyida pal rol femenín principal, Dr. Cat Black, na serie de comedia de Rob Corddry "Childrens Hospital." La cuarta temporada foi llanzada n'agostu de 2012 ya incluyó dos episodios que fueron dirixíos por Bell: l'episodiu estreno, "The Boy with the Pancakes Tattoo", una parodia de "The Girl With the Dragon Tattoo" y el novenu episodiu, "A Kid Walks in to a Hospital".
En 2009, Bell fixo la voz de Dana Mercer nel videoxuegu "Prototype", interpretó la esposa de Alec Baldwin na comedia romántica "It's Complicated" y actuó como convidada nun episodiu de la cuarta temporada de "Wainy Days". Al añu siguiente, Bell emprestó la so voz pa un rol secundariu en "Shrek Forever After", protagonizó la película satírica "Burning Palms", tuvo una apaición especial nun episodiu de la segunda temporada de la sitcom "The League" foi escoyida como una de les protagonistes de la serie de HBO pa la televisión "How to Make It in America", which aired for 2 seasons from February 2010 to November 2011. Bell tenía qu'interpretar a Judy Hicks en Scream 4, pero tuvo qu'atayar cuatro díes enantes del entamu de la filmación por cuenta de conflictos de calendariu, polo que'l rol terminó siendo para Marley Shelton.
En 2011, Bell foi una de les protagonistes del thriller supernatural "Little Murder" xuntu a Josh Lucas y Terrence Howard, interpretó al xefe del personaxe de Ashton Kutcher na comedia romántica "Non Strings Attached," una actuación que-y valio aponderamientos de la crítica y foi llamada "lladrona d'escenes," participó na comedia "A Good Old Fashioned Orgy" y foi convidada especial na primer temporada de la sitcom de Zooey Deschanel "New Girl." En 2012, Bell protagonizó'l thriller "Black Rock" xuntu a Kate Bosworth.
En 2010, Bell fixo'l so debú como direutora y guionista col curtiu "Worst Enemy," protagonizáu por Michaela Watkins, Matt Walsh y Lindsay Sloane. Esti curtiu debutó nel Festival de Sundance de 2001 amás de ser proxectáu nel Festival de Cine de Nantucket, el Festival Internacional de Cine de Dallas, Festival de Cine de GenArt y el Aspen Shortsfest, ganando'l Premiu Tony Cox al Meyor Guión nun curtiu en Nantucket y recibiendo una mención especial del xuráu en Dallas. Por esti curtiu foi nomada ente los "Cineastes Inspiradores de 2012" por LUNAFEST.
Bell debutó cola so primer película nel Festival de Cine de Sundance con "In A World..." La película foi escrita, empobinada y protagonizada por Bell. Ella describe al filme como "una comedia sobre una artista de voz en off, les relaciones familiares desfuncionales y les relaciones sentimentales. Toi encegolada col mundu de la voz en off, asina que fai sentíu pa mi". La película foi oxetu d'una guerra d'ufiertes d'empreses distribuidores, eventualmente siendo acoyida por Roadside Attractions y Sony.
Bell foi incluyida nel puestu 45 de la llista de les 50 muyeres más sensuales de 2003 de la revista "Femme Fatales'"; foi escoyida la 6ª muyer meyor vistida de 2007 pola revista "Vogue Británica" , foi escoyida nos puestos 32 y 44 poles llistes Maxim's Hot de 2008 y 2012, respectivamente, y nel puestu 89 de les 99 Muyeres Más Desesables de 2012 de AskMen. En 2007, Bell foi fotografiada pola revista "GQ," y en 2008 facer con "Marie Claire," en 2009 modeló para Scott Caan pal so primer llibru, "Scott Caan Photographs, Vol. 1" y en 2011 foi l'oxetu de sesiones fotográfiques pa les revistes "Elle", "Los Angeles," "Maxim" y "Esquire," esta postrera n'asociación col sitiu web "Me In My Presta". En septiembre de 2011, Bell modeló nel Fashion Week de Pirelli en Milán, Italia. Pal New York Fashion Week de 2013, Bell modeló desnuda con body painting en zones estratéxiques (feches pol so maríu) na portada de "New York", fotografiada por Mark Seliger
Bell tien una columna sobre automóviles en "The Hollywood Reporter" llamada "Test Drive" y ye la editora contribuyente de la revista en temes automovilístiques.
Bell y Colin Farrell, la so co-protagonista en "Pride and Glory," salieron xuntos por un tiempu.
En 2011, Bell empezó a salir con Scott Campbell, un artista y tatuador. Los dos conociéronse cuando'l fixo'l papel de sigo mesmu nun episodiu de la segunda serie de "How to Make It in America." La pareya comprometer nel cumpleaños de Bell en marzu de 2012. y casáronse el 1 de xunu de 2013 en The Marigny Opera House en Nueva Orleans, Luisiana. Anguaño esperen el so primer fíu.
Tobin Bell
Tobin Bell (nacíu Joseph H. Tobin, Jr.; el 7 d'agostu de 1942) ye un actor de cine y televisión estauxunidense. Dempués d'años de trabayu como suplente en películes, tuvo'l so primera gran trabayu en "Mississippi Burning" en 1988, y depués protagonizó en películes fecha pa televisión y en programes a lo llargo de 1990. Bell ye conocíu como'l villanu John "Jigsaw" Kramer de la serie "Saw". Apurrió la so voz en dos videoxuegos basaos nes películes, "" y la so secuela, "". La interpretación de Bell faciendo de Jigsaw llevar a cinco nominaciones y dos victories.
Bell depués xunióse a Actors Studio onde estudió con Llei Strasberg y Ellen Burstyn, y xunióse a "Neighborhood Playhouse" de Sanford Meisner. Interpretó papeles de fondu nos años setenta y ochenta en más de treinta películes, incluyendo películes de Woody Allen ("Manhattan" y Martin Scorsese, mientres tamién protagonizaba en Broadway. Bell dixo qu'otros actores de Actors Studio pensaben que faer de suplente y trabayar como fondu yera "estúpidu y degradante", pero él nunca lo sintió asina.
En 1982, Bell fixo una escena pequeña ensin acreditar na película de Sydney Pollack, "Tootsie", interpretando a un mesero en "Russian Tea Room". Él dixo a "Movieline", "Cuando fales sobre "Tootsie", ye la punta del iceberg, porque aquelles otres trenta y nueve películes que fixi nun tán nin siquier en IMDb.
Trabayó en "The Verdict" en 1982, mientres dos selmanes como reporteru de sala d'audiencies nel xuiciu. Él tomar como una "gran oportunidá" mirando a Sidney Lumet y Paul Newman, mientres tamién aprendía l'aspeutu técnicu de l'actuación. Per cada papel que fai, empezando con lleer el guion a la grabación final d'una producción, él caltién un diariu de delles entrugues y motivaciones pol so personaxe. "Escribo tou tipu de coses corrientes que m'ayudar."
A mediaos de la década de 1980, Bell dixo "Taba faciendo obres de Broadway tres noche per selmana, trabayando nel mio oficiu. Y un direutor en Actors Studio dixo, 'Tobin, tu tuvisti faciendo eso por un tiempu. Creo que tendríes de dir a Hollywood ya interpretar a mozos malos'." Bell camudar a Los Ánxeles y foi escoyíu na so primer película, "Mississippi Burning" en 1988, como un axente de FBI "desagrabdale". Bell interpretó "The Nordic Man" n'otra película de Pollack, "The Firm" en 1993. Apaeció nun episodiu de "Seinfeld" llamáu "The Old Man" interpretando a un propietariu d'una tienda de discos. Apaeció en dos episodios de "NYPD Blue" interpretando a distintos personaxes; interpretó a Donald Selness nun episodiu de 1993 y a Jerry l'Artista nun episodiu de 1996.
En 1994, Bell interpretó a un alministrador d'hospital nel segundu episodiu de la primer temporada de "ER" y apaeció nun episodiu d'otru drama médicu, "Chicago Hope", interpretando a un condergáu a muerte con enfermedaes terminales. Esi mesmu añu, interpretó a ""Unabomber"" nel telefilme "Unabomber: The True Story". En 1997, Bell tuvo nun episodiu de "La Femme Nikita" y "Nash Bridges". Al añu siguiente, tuvo nun episodiu de "Stargate SG-1" y nun episodiu de dos partes de "Walker, Texas Ranger".
, En
2004, Bell foi escoyíu como'l infame asesín Jigsaw, un inxenieru que quier qu'otros aprecien el valor de la vida al traviés de "xuegos" na película de terror, "Saw". Anque Bell pasó tres selmanes nel pisu y tuvo poques llínees, la película de baxu presupuestu foi un ésitu de taquilla. L'ésitu de la primer película traxo seis secueles: "Saw II, Saw III, Saw IV, Saw V, Saw VI" y "Saw 3D". Emprestó la so voz pal personaxe de Jigsaw nel videoxuegu de "Saw" en 2009, y la so secuela, "" en 2010. Pal so papel como "Jigsaw", Bell recibió nominaciones nos Premios MTV Movie en 2006 y 2007 por "Meyor Villanu", ganó "Meyor Carniceru", nos premios Fuse/Fangoria Chainsaw y tuvo el títulu de "Meyor Villanu nuna Serie de Películes" en 2010. Anque él considera'l so papel en "Saw" como "una gran bendición", él espera llueu en tener la oportunidá en ser escoyíu contra'l tipu.
En 2007, Bell interpretó en "Decoys 2: Alien Seduction, The Haunting Hour: Don't Think About It" y "Buried Alive", en que toes fueron llanzaes directu a videu.
Bell ta casáu y tien dos fíos. Cuando nun actúa, entrena nun equipu de Little League Baseball y "flag football".
Madge Bellamy
Madge Bellamy (Margaret Derden Philpott: Hillsboro, de Texas, 30 de xunu de 1899 - Upland, de California, 24 de xineru de 1990) foi una actriz estauxunidense famosa poles sos películes mudes.
Nació nuna familia bien asitiada: yera fía d'un catedráticu de lliteratura inglesa. Margaret empezó nel escenariu de teatru cuando tenía cinco años y, de magar, educóse na so propia casa y, mientres un tiempu, na escuela St. Mary's Hall de Denver.
A los quince años, una vegada abandonáu'l so trabayu d'artista infantil, llamó l'atención del productor Daniel Frohman (1851 - 1940), y empezó a actuar na obra teatral "Pollyanna". Sería, sicasí, la sustitución de Helen Hayes na obra de Broadway "Dear Brutus" la que la llevaría a la fama.
Dio'l saltu al cine en 1916, y los sos más grandes ésitos tener en 1922, cuando protagonizó "Lorna Done" y en 1924 con "The Iron Horse". Anque la llegada del sonoru nun-y supunxo demasiaos problemes, en 1928 la so negativa a actuar en "The Trial of Mary Dugan" supunxo'l so despidu de la productora Fox. Nesi mesmu añu casóse con Logan Metcalf, del que se divorciaría tan solo trés díes depués.
En 1932, "White Zombie", na que trabayó con Béla Lugosi, supunxo la primera d'una racha de películes de serie B nes que la que fuera gran estrella del cine mudu interpretó personaxes principales femeninos. El fin de la etapa llegó en 1936, con "Crack Up", película na que nin siquier salía'l so nome nos creitos, anque fixo un cameo nel filme de 1945 "Northwest Trail". Dos años enantes el nome de Madge Bellamy volviera saltar a los periódicos por causa de un polémicu socesu, nel que l'actriz disparó al so amante, el multimillonariu Stanwood Murphy, cuando ésti anunciólu que diba dexala por otra muyer.
Finó a los 91 años por causa de un fallu cardiacu.
Camilla Belle
Camilla Belle Routh Gould (Los Angeles, California; 2 d'ochobre de 1986) ye una actriz d'Estaos Xuníos d'orixe brasileñu. 
Nació en Los Angeles, California. Fía única, los sos padres son Jack Routh, el propietariu d'una empresa de construcción y foi un compositor de música country, y Cristina Gould, una diseñadora brasileña. Belle formar nun llar católicu. La so familia en Brasil mora na ciudá de São Paulo, vive colos sos padres y la so güela Deborah, tien trés pinscher miniatura llamaos Tokya, Keiki, y Evolet (nomó a esti postreru col nome del so personaxe na película 10 000 e.C.). Asistió a la escuela primaria católica de St. Paul y depués a la Marlborough School, una escuela de moces de California. Pa los sos estudios terciarios asistió a la Universidá de Columbia.
Camiya empezó a faer publicidá a los nueve meses.A los cinco años foi escoyida pa participar na novela de suspensu de la NBC, "Atrapáu debaxo de la tierra". Belle empezó la so carrera con un pequeñu papel na producción cinematográfica de la novela "La princesina" protagonizada por Liesel Matthews. 
En 2008 participó na película 10 000 e.C. dirixida por Roland Emmerich, una hestoria épica-romántica alrodiu de los humanos prehistóricos. Nel 2009 apaez na película de ciencia ficción "Push" como "Kira", una "pusher" (mozu con superpoderes), que s'escuende d'una axencia gubernamental clandestina d'EE.XX. Tamién esi mesmu añu actúa na cinta brasileña "À Deriva" como "Angela". 
En 2010 estrenó "Father of Invention" onde interpretó'l personaxe de "Claire Axle" y pal 2011 "From Prada to Nada" como "Nora Dominguez". Tamién esi mesmu añu apaeció en "Breakaway", como "Melissa Winters", con Vinay Virmani y empobinada por Robert Lieberman.
Nel añu 2012 apaeció en películes como "Open Road" y "I Brake for Gringos". Pal añu 2013, Belle tien una axenda bien ocupada, yá que tien previstu estrenar 5 películes.
Ye modelu profesional, motivu pol cual representa a empreses como Miu Miu y Vera Wang. De 2006 a 2008, tien un sabor de mundu de la so madre con dellos trabayos de moda - ella modeló pal arume de Vera Wang Princess.
Sabe falar inglés, portugués y español, y ye una aspirante a pianista clásica. Gústa-y la comida brasileña, como la feijoada (platu típicu), pão-de-queijo o'l brigadeiro. El so nome derivar del personaxe de Renata Sorrah de la telenovela "Cavalo de Aço" (1973). Comparte una amistá con actores como Justin Chatwin, Jamie Bell, Robert Pattinson, etc.
N'ochobre de 2008, Belle empezó una relación col cantante Joe Jonas dempués de protagonizar nel videu musical de la so banda pal cantar "Lovebug". A finales de xunetu de 2009, Belle y Jonas terminaron la so relación. N'ochobre de 2012, informóse que Belle empezara a salir con Tim Tebow el quarterback de los New York Jets.
Troian Bellisario
Troian Avery Bellisario (nació'l 28 de ochobre de 1985 en Los Angeles, California, Estaos Xuníos) ye una actriz estaunidense, más conocida pol so papel de Spencer Hastings en "Pretty Little Liars".
L'actriz Troian Bellisario empezó la so carrera nel mundu del espectáculu a la edá de 3, lo que fai'l so debú na película de 1988 "Last Rites". Dos años más tarde, convertir n'activu na pequeña pantalla como actriz convidada en "Quantum Leap", "JAG" y "Tequila y Bonetti". En 2005, tuvo'l papel de Sarah McGee, personaxe recurrente, na serie "NCIS", producida pol so padre, Donald Bellisario. De siguío, apaeció en proyectos independientes como "Unspoken", "Casa Archer" y "Intersect" enantes d'aterrizar el papel de Spencer Hastings na serie de la canal televisiva ABC Family, "Pretty Little Liars", que ye'l so papel más notable hasta agora.
Bellisario llicenciar en interpretación y belles artes nos colexos de teatru y belles artes de la Universidá del Sur de California y anguaño mora en Los Angeles.
Troian nació en Los Angeles, California. Ye la fía del productor de televisión Donald Bellisario y l'actriz Deborah Pratt (qu'interpretó a un personaxe llamáu "Troian" nel episodiu "Una semeya de Troya" de la serie "Quantum Leap").Sean Murray y Chad W. Murray son los sos hermanascos per parte materna, y David Bellisario, Julie Watson y Michael Bellisario son los sos mediu-hermanos per parte paterna. Troian y Sean apaecieron xuntos nun capítulu de la serie "NCIS", onde ella apaecía como la hermana de Sean, Sarah McGee. Tamién tien un hermanu mayor llamáu Nicholas Dante Bellisario. Troian ye d'ascendencia afro-americana,serbia ya italiana. Sale con Patrick J. Adams, actor conocíu por interpretar al protagonista de la serie "Suits".
Maria Bello
Maria Elaina Bellu (Norristown, Pensilvania, 18 d'abril de 1967) ye una actriz y cantante d'Estaos Xuníos, conocida polos sos papeles en películes como "Coyote Ugly", "Conociendo a Jane Austen", "Permanent Midnight", "Gracies por fumar", "A History of Violence", "Payback" y "", y pol so papel como la Dra. Anna Del Amico na serie "ER".
Bellu nació en Norristown, Pensilvania, fía de Kathy, maestra y enfermera d'escuela, y Joe Bellu, un contratista. Ye d'ascendencia italiana per parte del so padre y polaca per parte de la so madre. Creció nuna familia católica de clase trabayadora y graduóse na Archbishop Carroll High School (de Radnor, Pensilvania). Dempués de la secundaria asistió a la Universidá Villanova, pa estudiar ciencies polítiques. Tenía intenciones de ser abogada, pero, namái por diversión, asistió a clases d'actuación mientres el so últimu añu. Poco dempués foi escoyida p'actuar n'obres off-Broadway, como "The Killer Inside Me", "Small Town Gals With Big Problems" y "Urban Planning". Más tarde trabayaría como convidada n'episodios de series de televisión como "The Commish" (1991), "Nowhere Man" (1995), "Misery Loves Company" (1995) "Due South" (1994) y "ER" (1997–98).
Unu de les sos primeres reblagaes como actriz foi cuando'l productores Kerry Lenhart y John J. Sakmar diéron-y el papel de Mrs. Smith na serie d'espíes "Mr. & Mrs. Smith", que sería atayada dempués de namái ocho selmanes al aire. Depués llegó un curtiu papel como convidada en "ER", interpretando a la , actuando nos últimos trés episodios de la tercer temporada. Bellu permaneció na serie mientres una temporada como miembru habitual de la repartida y abandonó dempués de la . Una de les sos primeres incursiones nel cine foi con un rol en "Coyote Ugly" (2000). Foi nomada al premiu Globu d'Oru en dos causes: como meyor actriz de repartu por "The Cooler" (2003) y como meyor actriz por "A History of Violence" (2005). Tamién protagonizó "Conociendo a Jane Austen", interpretando a Jocelyn. 
Interpretó a Evelyn en "", en reemplazu de l'actriz británica Rachel Weisz, quien fixo esti papel nos dos anteriores películes.
El 29 de payares de 2013, Bellu almitió que caltenía una relación sentimental con una muyer al traviés d'un artículu publicáu nel periódicu "The New York Times".
Richard Belzer
Richard Jay Belzer (n. 4 d'agostu de 1944) ye un actor, comediante y escritor d'Estaos Xuníos, reconocíu pola so actuación como'l detective, "John Munch", na serie televisiva policiaca, "" de la NBC y "". Interpretó a dichu personaxe mientres 21 temporaes.
Belzer sobrevivió al cáncer de testículos en 1984.
En 2004, Belzer sofitó la campaña presidencial del senador John Kerry (D-MA) dende'l so entamos hasta lu gana ante'l presidente, George W. Bush. En 2008, Belzer sofitó oficialmente la campaña de senador Barack Obama (D-IL) pa la Presidencia de los Estaos Xuníos.
Paul Ben-Victor
Paul Ben-Victor (n. 24 de xunetu de 1965) ye un actor d'Estaos Xuníos.
Nació como Paul Friedman, hermanu de Stew Friedman, en Brooklyn, Nueva York, fíu de Leah Kornfeld, dramaturga, y Victor Friedman. Debutó en 1987 nel telefilme "Blood Vows: The Story of a Mafia Wife" y nun capítulu de la serie "Cagney & Lacey". Quince años dempués d'empezar la so carrera en televisión faciendo pequeños papeles, consiguió papeles en series dramátiques de HBO de la talla de "The Wire" y "Entourage", y foi convidáu a "My Name is Earl" onde interpretó al Coach Lou. Tamién trabayó en drames policiacos como "Monk", "" y "NYPD Blue", y protagonizó el show de ciencia ficción "The Invisible Man", xuntu a Vincent Ventresca.
Ben-Victor escribió obres de teatru xunto a so madre. Dos d'elles, "Club Soda" y "The Good Steno", fueron realizaes na área de Manhattan. 
Bea Benaderet
Bea Benaderet (4 d'abril de 1906–13 d'ochobre de 1968) foi una actriz estaunidense,
Nacida en Nueva York, crióse en San Francisco (California).
Benaderet empezó dando voz al personaxe de la Abuelita —la propietaria de Piolín—na serie de dibuxos animaos de la Warner Bros. Looney Tunes, empecipiada en 1947, y foi una de les poques actrices de voz acomuñada al estudiu na so primer dómina. Benaderet siguió interpretando a la Abuelita na década de 1950, primero que June Foray tomara'l papel.
Benaderet trabayó na radio na década de 1940 interpretando a Millicent Carstairs en "Fibber McGee & Molly", a la telefonista Gertrude Gearshift en "The Jack Benny Program", y a la direutora Eve Goodwin en "The Great Gildersleeve". Amás, actuó en dellos programes de la serie "Amos 'n Andy". Benaderet tamién interpretó a Blanche Morton, vecina de George Burns y Gracie Allen, tantu na radio como na televisión. Asina mesmu, tuvo un papel regular na serie "A Day in the Life of Dennis Day".
Interpretó a la meyor amiga de Lucille Ball, Iris Atterbury, na serie radiofónica de los años cuarenta "My Favorite Husband". Cuando Ball y el so home Desi Arnaz decidieron crear una serie televisiva similar llamada "I Love Lucy", Benaderet foi la primer elección pal papel de Ethel Mertz, pero nun taba disponible pos yá roblara pa intervenir na adaptación televisiva del programa radiofónicu de Burns y Allen. Vivian Vance, una actriz y cantante casi desconocida, foi finalmente escoyida pa formar parte de la repartida. Aun así, Benaderet actuó como artista convidada en "I Love Lucy" en xineru de 1952.
Benaderet foi tamién considerada pa faer el papel de Granny na serie "The Beverly Hillbillies", creada pol productor de "The Burns & Allen Show", Paul Henning, quien finalmente consideró más aparente pal personaxe a Irene Ryan. Sicasí, Henning escoyó a Benaderet pa interpretar el papel de Pearl Bodine na mesma serie, trabayando na primer temporada de la mesma. 
"Petticoat Junction" foi una serie d'enorme ésitu y una de les de mayor audiencia mientres dellos años. En 1950 Benaderet fixo un programa radiofónicu con Gale Gordon llamáu "Granby's Green Acres", que foi la base pa la serie de TV "Green Acres". "Green Acres" foi darréu un spin off de "Petticoat Junction", con Eva Gabor y Eddie Albert.
Benaderet tuvo bien ocupada nesa dómina, y tamién tuvo un papel nuna serie televisiva en dibuxos animaos icónica de los años sesenta, "Los Picapiedra", na cual daba voz a Betty Mármol. Benaderet abandonó la serie en 1964 por cuenta del so trabayu en "Petticoat Junction", y Betty sería doblada por Gerry Johnson. Benaderet taba familiarizada colos dibuxos animaos. Diera voz a munchos personaxes femeninos en dibuxos de la Warner na década de 1940. Con "Los Picapiedra" Benaderet realcontrar col so colega de los años cuarenta Mel Blanc (como l'home de Betty, Pablo Mármol). Benaderet nun apaecía nos creitos de la Warner, pos la política del estudiu evitar, salvu nel casu de Blanc, que lo tenía esixíu nel so contratu.
Benaderet careció en 1967, polo cual hubo d'abandonar "Petticoat Junction" no qu'en principiu diba ser un retiru temporal. Na so ausencia contratar a Rosemary DeCamp. Sicasí, Benaderet pudo faer delles actuaciones adicionales nel programa. Más palantre viose claro que l'actriz nun podía siguir cola serie, y June Lockhart sustituyir. 
Bea Benaderet finó por causa de un cáncer de pulmón en 1968, a los 62 años d'edá, en Los Angeles, California. Foi soterrada nel Campusantu Valhalla Memorial Park de Los Angeles.
Tuvo casada col actor Jim Bannon, col que tuvo dos fíos, unu d'ellos Jack Bannon, actor que participaría con regularidá na serie "Lou Grant". Divorciar en 1950. Darréu casóse con Eugene Twombly, especialista de soníu pa la radio y la TV, y que finó por un ataque cardiacu cuatro díes dempués del fallecimientu de la so esposa.
"Llargumetraxes:"
"Curtios:"
Andrea Bendewald
Andrea R. Bendewald (nacida'l 4 de marzu de 1970) ye una actriz d'Estaos Xuníos conocida pol so papel como Maddy Piper en "Suddenly Susan".
Andrea ye la fía de Judith Bendewald y Mervin Bendewald, dambos de Nueva York, y hermana de Mason Bendewald.
Bendewald graduóse na Universidá Wright State. Foi una dama d'honor na boda de Jennifer Aniston y Brad Pitt en 2000, y Aniston foi la madrina d'honor de Bendewald el 19 d'agostu de 2001 con Mitch House en Saddlerock Ranch en Malibú, California. Les actrices Maria Bellu y Kristen Hahn yeren dames d'honor. Andrea salió col comediante Harlan Williams.
Andrea conoció al so maríu, Mitch Rouse, mientres ochobre de 1998 nel set de "The Secret Lives of Men".
William Bendix
William Bendix (14 de xineru de 1906 – 14 d'avientu de 1964) foi un actor cinematográficu estaunidense.
Bendix nació en Manhattan, Nueva York. De mozu, nos entamos de la década de 1920, Bendix taba al cuidu de los bates de béisbol del equipu New York Yankees. En 1927 casóse con Theresa Stefanotti.
Bendix trabayó como tenderu hasta la Gran Depresión, y el so debú nel cine tuvo llugar en 1942. Foi actor de repartu en docenes de filmes de Hollywood, usualmente como soldáu, gángster o detective. Empezó con interpretaciones en películes de cine negru, incluyendo una actuación destacada en "The Glass Key" (1942), na cual trabayaben Brian Donlevy y Veronica Lake. Ganó fama en participando nel filme de Alfred Hitchcock "Lifeboat" (1944), nel papel de Gus, un marineru mancáu y morrebundu. Otros papeles bien conocíos de Bendix son la so actuación como'l xugador de béisbol Babe Ruth en "The Babe Ruth Story" (1948), y como Sir Sagramore en "A Connecticut Yankee in King Arthur's Court" (1949), filme nel que trabayó con Bing Crosby y nel cual intervieno na interpretación de la famosa tema "Busy Doing Nothing". Tamién foi'l camareru Nick na versión de 1948 de la obra de William Saroyan "The Time of Your Life", xuntu a James Cagney. Bendix actuó coles mesmes na versión teatral, pero nel papel de Krupp (personaxe interpretáu nel cine por Broderick Crawford).
Bendix foi tamién conocíu nesa dómina pol so trabayu radiofónicu, trabayando como Chester A. Riley na serie "The Life Riley" ente 1944 y 1951. Tamién protagonizó'l papel principal na segunda versión televisiva de dicha serie, que s'emitió dende 1953 a 1958 (Jackie Gleason interpretó a Riley nuna versión realizada en 1949). 
En 1958, Bendix interpretó'l papel principal de "The Time Element", títulu escritu por Rod Serling. "The Time Element" foi una aventura alrodiu de un home que viaxa nel tiempu a Honolulu en 1941 ya intenta, ensin ésitu, sollertar sobre l'inminente ataque a Pearl Harbor.
En 1960 Bendix protagonizó 17 episodios de la serie western de la NBC "Overland Trail", col papel de Frederick Thomas "Fred" Kelly, superintendente de la Overland Stage Company. Doug McClure, darréu Trampass na serie de la NBC "El virginiano", yera'l so co-protagonista. 
Bendix finó en Los Angeles, California, por causa d'una neumonía en 1964, y foi soterráu nel Campusantu San Fernando Mission. 
Recibió una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6251 de Hollywood Boulevard, pol so trabayu televisivu.
Dirk Benedict
Dirk Niewoehner (1 de marzu de 1945, Helena, (Montana, Estaos Xuníos), más conocíu como Dick Benedict, ye un actor d'Estaos Xuníos conocíu pol so papel en "Battlestar Galactica" - el teniente Starbuck - y en "The A-Team" - Teniente Templeton "Cara/Fenix" Peck. 
A Dirk foi-y suxuríu'l so apellíu artísticu 'Benedict' pol so axente, el cual inspiróse nel actor viéndo-y comer unos güevos Benedict pal almuerzu mientres la so conversación matutina.
Brenda Benet
Brenda Benet (n. Hollywood, California, Estaos Xuníos; 14 d'agostu de 1945 - f. Los Angeles, California, Estaos Xuníos; 7 d'abril de 1982) foi una actriz estaunidense de cine, teatru y televisión.
Benet nació en Hollywood, California. Pasó la so infancia y los primeros años de l'adolescencia sintiéndose incómoda y cohibida porque la so piel yera más escura que la de los sos hermanos. Por cuenta de esto, sentía que nun encaxar cola so familia, y munches vegaes fantasiaba alrodiu de la so adopción. Siempres quixera ser artista y tomó llecciones de danza a bien temprana edá. La so madre pagó estes llecciones tomando trabayos de llimpieza y cordura.
Asistió dende bien nuevu a UCLA por un tiempu, con especialización n'idiomes llegando a falar francés, italianu y griegu. Los sos primeros papeles fueron en televisión nel añu 1964, nes series en "Shindig!" y en "The Young Marrieds". Col tiempu convirtióse nuna actriz bien solicitada polos sos papeles en series de televisión prime time nos años 1960 y 1970, incluyendo "I Dream of Jeannie", "Mannix", "My Three Sons", "Hogan's Heroes", "Love, American Style" y "The Courtship of Eddie's Father". Tamién ye recordáu un importante papel que tuvo na película "Walking Tall" en 1973.
Anque munchos de los personaxes que retrató paecíen ser duces o engañadores, el so papel más aclamáu pol públicu foi'l de la villana intrigante "Lee Dumonde" na serie diurna "Days of our Lives", papel qu'interpretó dende 1979 hasta la so muerte en 1982.
1967: "I Dream of Jeannie"
Tuvo'l so primer matrimoniu con Paul Petersen que trabayó como axente en "The Donna Reed Show" en 1967. En 1969, dixebrar de Petersen pa dise col actor Bill Bixby con quien se casó en 1971. La pareya tuvo un fíu, Christopher, en 1974, y depués divorcióse en 1980. Dempués del divorciu y hasta la so muerte, Benet caltenía una relación con Tammy Bruce , quien tenía 20 años nesi tiempu. 
Benet esperimentó una serie de retos personales y profesionales dempués del so divorciu con Bixby. El so papel en "Days of our Lives" fíxose desaxeradamente impopular nos medios; una y bones el personaxe de Benet taba rompiendo una de les pareyes más populares de la serie, la de Doug y Julie, y los fans taben indignaos. Nel llibru "Like Sands through the Hourglass", l'actriz Susan Seaforth Hayes, quien interpretó a Julie, recordó conflictos ente ella y Benet qu'intensificaron na hestoria.
L'actriz Brenda Benet matar al disparase con una arma de fueu'l 7 d'abril de 1982. Según relatos nun pudo superar la muerte del so fíu Christopher asocedida en 1981, por cuenta de una repentina enfermedá que manifestó mientres unes vacaciones d'esquí, entrando nun paru cardiaco dempués de que los médicos trataren d'ensertar un TET. L'actriz quedó afarada y fundióse nuna depresión severa de la que nun pudo salir. Nes sos últimes hores entró nel bañu de la so casa en West, Los Angeles, encendió delles veles dispuestes nun círculu nel suelu, chóse. Depués asitió'l so revólver cubique 38 na so boca y apertó el gatíu. Morrió nel actu. Tenía 36 años.
Tiempu dempués nel so llibru "The Death of Right and Wrong", Tammy Bruce esplicó la so relación y últimos díes cola actriz. Benet suicidar nuna casa que compartiera primeramente con Bruce, quien decidió camudase dos selmanes enantes del suicidiu. Nel día de la so muerte, Bruce pensó que dambes s'axuntaríen pa la xinta. Nesi momentu ella taba zarrada nel interior del bañu, cuando él llegó. Bruce sentía que daqué taba mal y foi buscar ayuda. Dempués de que l'actor saliera, Benet pegóse un tiru. El llibru "Soap Opera Babilonia" dixo qu'ella taba implicada realmente con una co-estrella masculina en "Days of Our Lives" y que terminaron xustu enantes de suicidase.
Annette Bening
Annette Carol Bening (n. Topeka, Kansas; 29 de mayu de 1958) ye una actriz de cine estauxunidense.
Siendo neña treslladóse cola so familia a San Diego, en California. Ellí empezó a interesase pola interpretación, tomando clases de baille ya interpretando delles obres nel teatru del so colexu. Estudió na universidá de San Francisco, y pagóse la so matrícula trabayando de cocinera nun yate d'arriendu.
Terminaos los sos estudios, Bening actuó nel teatru conservatorio de San Francisco y treslladóse dempués de dalgún tiempu a Nueva York, con cuenta d'afondar nes sos conocencies y esperiencia teatrales. Nos escenarios de Nueva York tuvo un ésitu considerable, hasta l'estremu de ser nomada a un premiu Tony. A pesar d'ello, Bening obligar a sigo mesma a siguir nel teatru enantes d'intentar pasar al cine, lo cual fixo al cabu de cinco años.
La so primer película en Hollywood pasó prácticamente inalvertida y anque na segunda yá destacó, foi la cuarta, "The Grifters", la que dio a conocer Bening al gran públicu, dempués de collechar crítiques favorables. A partir d'entós intervieno en numberoses películes, dalgunes de les cualos fueron notables ésitos de taquilla, como "The American President", con Michael Douglas, o "American Beauty", con Kevin Spacey. Magar dende va unos años saltó a la fama pol so matrimoniu con Warren Beatty, el so talentu d'interpretar papeles tantu dramáticos como risibles convirtióse nuna actriz bien solicitada nel mundu de la gran pantalla.
Bening tuvo casada per primer vegada mientres siete años. Casóse en segundes nupcies con Warren Beatty en 1992, col que tien cuatro fíos.
H. Jon Benjamin
Henry Jon Benjamin (23 de mayu de 1966) ye un actor, actor de voz y cómicu estaunidense. Algamó la fama encarnando al personaxe de Sterling Archer en "Archer".
Barbara Bennett
Barbara Jane Bennett (13 d'agostu de 1906 – 8 d'agostu de 1958) foi una actriz estaunidense de la dómina del cine mudu.
Nacida en Palisades Park (Nueva Xerséi), yera fía del actor Richard Bennett y de l'actriz Adrienne Morrison, que'l so padre yera l'intérprete teatral Lewis Morrison. Les sos hermanes yeren les tamién actrices Constance y Joan Bennett.
Bennett casóse tres veces. El so primer home foi'l tenor Morton Downey, col que se casó'l 28 de xineru de 1929, y col que tuvo cinco fíos: Michael (adoptáu), Lorelle, Morton Downey, Jr. (futura estrella televisiva), Anthony, y Kevin. Divorciar en xunu de 1941. Más palantre Bennett casóse col actor Addison Randall, un popular cowboy cantante de la dómina. El 16 de xunetu de 1945 Randall finó en sufriendo un infartu agudu de miocardiu y cayer d'un caballu mientres el rodaxe de "The Royal Mounted Rides Again". En 1954 Bennett casóse con Laurent Suprenant, permaneciendo la pareya xunida hasta finar l'actriz cuatro años más tarde.
Amás del so trabayu como actriz, Bennett tuvo ocupaciones esporádiques como axente lliteraria del productor Walter Wanger. Bennett tamién investigaba los best-sellers publicaos y el so potencial de cara a posibles adaptaciones cinematográfiques, especialmente pensando na muyer de Wanger, la so hermana Joan.
Barbara Bennett finó en 1958, cinco díes enantes de cumplir los 52 años d'edá, en Montreal, Canadá, por causa de un infartu agudu de miocardiu.
Bruce Bennett
Bruce Bennett (1906 - 2007) foi un actor d'Estaos Xuníos.
Nació en Washington col nome de Harold Herman Brix, el 19 de mayu de 1906.
Protagonizó numberoses películes ente les que destaquen:
Finó'l 24 de febreru del 2007 con 100 años d'edá.
Constance Bennett
Constance Bennett (Constance Campbell Bennett: Nueva York, 22 d'ochobre de 1904-Fort Dix, de Nueva Jersey, 24 de xunetu de 1965) foi una actriz estauxunidense bien conocida tantu pola so elegancia como pola so carrera artística. Foi una de les más lluminoses estrelles de Hollywood, y dexó consistentes interpretaciones que desmienten la so reputación ornamental.
Los sos padres yeren l'actor Richard Bennett y l'actriz Adrienne Morrison, y el so güelu l'actor teatral d'ascendencia africana Morris W. Morris. Les sos hermanes fueron les actrices Barbara Bennett y Joan Bennett.
Independiente, culta, irónica y abierta, Constance, primer de les hermanes Bennett en trabayar nel cine, actuó en cine mudu producíu en Nueva York enantes de tener la oportunidá d'atopase con Samuel Goldwyn, que la llevó al so estrenu en Hollywood cola película, güei perdida, "Cytherea" (1924), basada na novela de 1922 de Joseph Hergesheimer (1880-1954) "Cytherea, Goddess of Love" ("Citerea: diosa del amor"), dirixida por George Fitzmaurice y con Alma Rubens y Norman Kerry representando los otros personaxes principales.
Constance Bennett abandonó una floreciente carrera nel cine mudu pa casase con Philip Plant en 1925. En divorciándose, coincidiendo cola llegada del sonoru, retomó la so carrera (1929), y coles sos traces delicaes, el so pelo rubiu y la so curiosa manera de vistir, convirtióse rápido nuna popular estrella cinematográfica. 
En 1931 robló un contratu colos estudios Warner Bros, ganando 300 000 dólares por dos películes, colo que se convirtió nuna de les estrelles meyor pagaes de Hollywood. Al siguiente añu dir a RKO Pictures, cola cual filmó "What Price Hollywood? (Hollywood al desnudu)" (1932), dirixida por George Cukor, una mirada irónica y coles mesmes tráxica a los rellabicos del vieyu cine d'estudios, na cual consiguió la so meyor actuación. Nesta película yera una camarera estelada poles estrelles de cine, llamada Mary Evans. Foi acompañada polos actores Lowell Sherman y Neil Hamilton. 
Más palantre, demostró'l so versatilidad en "Our Betters" (1933); "Bed of Roses" (1933), con Pert Kelton; "The Affairs of Cellini (El burlador de Florencia)" (1934); "After Office Hours (L'escándalu del día)" (1935) con Clark Gable; "Topper (Una pareya invisible)" (1937), xuntu a Cary Grant, un papel que repitiría na secuela de 1939, "Topper Takes a Trip"; "Merrily We Live" (1938) y "Two-Faced Woman (La muyer de los dos cares)" (1941), con Greta Garbo.
Nos años cuarenta Bennett trabayaba con menor frecuencia nel cine, pero actuaba de cutiu na radio y el teatru. Inversiones acertaes facer rica, y fundó una compañía de ropa y de cosméticos.
Bennett casóse cinco veces:
Nun rodó películes dende los primeros años cincuenta hasta 1965, cuando volvió pa intervenir nel filme "Madame X (La señora X)" (estrenada póstumamente en 1966), y na que siguía siendo chic nel papel de la suegra de Lana Turner. Poco dempués de rematase la película, Bennett finó por una hemorraxa cerebral a los 60 años. 
Como reconocencia a les sos contribuciones militares, y como esposa de Coulter, quien aquel día yera xeneral de brigada, foi soterrada nel Campusantu de Arlington. Coulter finó en 1995 y foi soterráu con ella.
Bennett tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood pola so contribución al cine, nel 6250 de Hollywood Boulevard, a curtia distancia de la estrella de la so hermana Joan.
Haley Bennett
Haley Bennett, (7 de xineru de 1988; Fort Myers, Florida, Estaos Xuníos) ye una actriz y cantante d'Estaos Xuníos. Fíxose conocida pol so rol de “Cora Corman” nel famosu filme Music and Lyrics xuntu a Hugh Grant y Drew Barrymore.
Y por cuenta d'esti personaxe, Bennett ganó'l premiu de Meyor Actriz nos Premios Young Artist.
Bennett treslladóse cola so madre a Los Angeles dempués de terminar la secundaria 'Stow-Munroe Falls High School' pa facer una carrera temporal, y llueu algamó'l papel del ídolu del Pop "Cora Corman" na película "Music and Lyrics" que protagonizaben Drew Barrymore y Hugh Grant. "Music and Lyrics" dexó que Haley amosara'l so talentu vocal, anque ella aportuna en qu'el so estilu verdaderu ye distintu al calter de "Cora", lo que demostró nel so siguiente álbum dedicáu al so ex-noviu, Marcelo Caneles.
Haley escribió cantares y poesía dende los catorce años, y tien dellos llibros acumulaos con pallabres y pensamientos d'ella mesma. Anguaño ta trabayando cola música y compositora, Shaley Scott nel so álbum debú. Tamién terminó la película "College", una comedia sobre temes adolescentes, que'l so estrenu foi nel añu 2008.
En 2010 estrenóse The Hole 3D, tamién conocida como EL MI3DOS, por ser en 3D, y protagonizóla xuntu a Chris Massoglia y Nathan Gamble. Nel mesmu añu, protagonizó xuntu a Thomas Dekker nel filme de Gregg Araki, Kaboom.
Llueu va protagonizar na nueva serie de FX, "Outlaw Country" con Luke Grimes y Mary Steenburgen.
Amás de tar grabando la so primer producción discográfica, Haley Bennett tien dellos temes na banda sonora de la película "Music and Lyrics" que son:
Jimmy Bennett
James Michael «Jimmy» Bennett (n. ) ye un actor y músicu estaunidense. Ye conocíu polos sos papeles como actor infantil en "Daddy Day Care", "Hostage", "Poseidón", Y más apocayá en "La güérfana" y como neñu en James T. Kirk en Star Trek. Tamién actuó en "Non Ordinary Family" como JJ Powell, un adolescente dotáu de gran intelixencia dempués d'un accidente d'avión.
Bennett nació en Seal Beach, California, anguaño mora en Huntington Beach, onde la so familia ye dueña d'una pastelería. Nel so tiempu llibre, toca la guitarra y canta. Escribió ya interpretó el cantar "Summer Never Ends", que puede escuchase a la fin de la película Shorts.
Los sos entamos fueron na televisión, onde apaeció en dellos episodios de les series, "The Guardian" y "Strong Medicine", más tarde aceptaría'l papel de Tony na película de Eddie Murphy, "Daddy Day Care". Enantes tuvo actuaciones menores nes películes "" y "Arthur Hailey's Detective". Tamién apaeció en "Judging Amy" y "" y "Everwood". En cuanto al doblaje, emprestó la so voz en "The Polar Express" "Winnie the Pooh: Springtime with Ruco" y en "I Want a Dog for Christmas, Charlie Brown". Foi nomáu en cinco causes pal Young Artist Awards.
En 2005 apaeció xuntu a Bruce Willis en "Hostage" y en "La morada del mieu" onde interpretó al fíu medianu d'una familia que se camudaba a una casa encantada. Dambes películes estrenar en marzu y abril respectivamente. Nel rodaxe de "Hostage" diéron-y el nomatu de "Jimmy Dos-Tomas" pola so habilidá n'interpretar los sos diálogos a la perfección.
En febreru de 2006, apaeció en "Firewall" onde interpretó al fíu del personaxe de Harrison Ford. Tamién fixo actu de presencia en "The Heart Is Deceitful Above All Things", película independiente publicada un mes dempués de "Firewall". El mesmu añu, daría la so voz al personaxe Ruco nel videoxuegu "Kingdom Hearts II", tamién protagonizó "Poseidón". Ente los sos papeles, en 2007, atópense "South of Pico" y "Evan Almighty". En 2009 apaeció como un nuevu Capitán Kirk en "Star Trek XI" y en "La güérfana".
Los sos próximos proyectos van ser pa la serie d'ABC, "Non Ordinary Family" y la película "Bones" onde va compartir cartelu con Ozzy Osbourne y Zakk Wylde. El so estrenu prever pa 2010.
Joan Bennett
Joan Geraldine Bennett, conocida como Joan Bennett (Palisades, de Nueva Jersey, 27 de febreru de 1910-Scarsdale, 7 d'avientu de 1990), foi una actriz estaunidense.
Los sos primeros pasos fueron con papeles secundarios, hasta qu'en 1929 apaeció na película de F. Richard Jones "El Capitán Drummond", xuntu a Ronald Apinen, nomáu al Óscar. En 1926 contraxo matrimoniu con John Marion Fox, del que se divorciaría en 1928. En 1932, y hasta 1938, volvió casase, nesta ocasión col guionista y productor Gene Markey.
Mientres esos años afitó'l so nome con películes como "La mio moza y yo" (1932), de Raoul Walsh; "Muyerines" (1933), de George Cukor; "Wedding Present" (1936), de Richard Wallace; la comedia al pie de Cary Grant "Big Brown Eyes" (1936)... Camudó'l color del so pelo de rubiu platino a morenu en "La fuxitiva de los trópicos" (1938), de Tay Garnett, filme col que conquistó a mediu mundu, convirtiéndose nuna "muyer fatal".
El 12 de xineru de 1940, contraxo matrimoniu con Walter Wanger, un famosu y poderosu productor de cine en que'l so historial cuntar clásicos como "La dilixencia", de John Ford, y "Cleopatra", con Elizabeth Taylor. 
Nesa dómina Joan algamaría la fama cinematográfica (gracies en parte al sofitu del so home) col direutor alemán de cine negru Fritz Lang, con películes como "L'home atrapáu" (1941), "La muyer del cuadru" (1944), "Perversidad" (1945; remake americanu de la película de 1931 "La golfa", de Jean Renoir) y "Secretu tres la puerta" (1948).
En 1950 Vincente Minnelli dirixir na comedia "El padre de la novia" y la so continuación, "El padre ye güelu" (1951), xuntu a Spencer Tracy y Elizabeth Taylor. 
Por desgracia, esi mesmu añu, y cuando Joan taba a lo cimero de la fama, el so home Walter, nun ataque de celos, disparó contra l'axente d'ella, Jennings Lang, mancándolo na vería. El consiguiente escándalu estremar de la carrera cinematográfica, faciéndola actuar principalmente en teatru y en televisión.
En septiembre de 1965 divorcióse de Wanger, col que tuvo una fía: Stephanie Guest.
Foi nomada al Emmy a la Meyor Actriz por "Dark Shadows" (1966).
Morrió'l 7 d'avientu de 1990 en Scarsdale (Nueva York) por cuenta de un ataque de corazón.
Jonathan Bennett
Jonathan Bennett (n. 10 de xunu de 1981) ye un actor d'Estaos Xuníos de cine y televisión. Debutó na gran pantalla cola producción independiente "Season of Youth" pola que llogró'l premiu al Meyor Actor Protagonista del Festival de Cine de Palm Beach 2003. 
Nel añu 2004 actuó al pie de Lindsay Lohan na película Mexen Girls, na que'l personaxe qu'interpreta namorar de la protagonista.
Bennett nació en Rossford, Ohio, y foi a la Universidá de Otterbein, na qu'estudió Arte Dramático. Dempués de llicenciase, camudar a Nueva York, onde al cabu d'un mes fixo l'importante papel de Adam Chandler Jr. na telenovela All My Children. De magar, trabayó como artista convidáu en series como y Boston Public. Anguaño alcuéntrase participando na Temporada 19 del Reality estaunidense Dancing With The Stars.
Matt Bennett
Matthew H. Bennett (nacíu'l 13 de payares de 1991 en Massapequa, Nueva York, Estaos Xuníos) ye un actor, escritor y cantante estaunidense conocíu por coprotagonizar la serie orixinal de Nickelodeon Victorious nel papel de Robbie Shapiro.
En febreru de 2015 apaeció nel video musical "One Last Time" de Ariana Grande, interpretando al noviu de Ariana.
Matt Bennett nació nel estáu de Nueva York pero vivió gran parte de la so vida en Los Angeles, California. Participó como Greg l'Internu en Michael & Michael Have Issues. Protagonizó la película (comedia) "The Virginity Hit" y depués Dan Schneider contratar pa dar vida a Robbie Shapiro na serie de Nickelodeon Victorious. Participa anguaño nel programa de Nickelodeon "Figure It Out".
Richard Bennett (actor)
Richard Bennett (21 de mayu de 1870 – 22 d'ochobre de 1944) foi un actor estaunidense, conocíu pola so carrera teatral y pola so trayectoria como estrella del cine mudu.
Nacíu en Deacon's Mills, Indiana, los sos padres yeren George Washington Bennett y Eliza Huffman. La so hermana menor yera Ina Blanche Bennett. Mientres un tiempu, Bennett foi boxeador profesional, medicine showman, trovador y conserxe nocherniegu d'un hotel en Chicago. 
Bennett debutó como actor teatral na obra "The Limited Mail" (1891), representada en Chicago. Dempués foi a Nueva York, actuando per vegada primera nel circuitu de Broadway con "His Excellency the Governor" (1899), función producida por Charles Frohman. Na so tercer obra en Broadway, "A Royal Family" (1900), tamién producida por Frohman, foi'l Padre Anselem. En 1905 consiguió la fama pol so primer papel masculín, el de Hector Malone, Jr., na obra de George Bernard Shaw "Home y super home". A esi papel siguiólu'l de Jefferson Ryder nel ésitu teatral "The Lion and the Mouse" (1905).
A partir d'esi momentu Bennett interpretó dellos papeles espectaculares. Asina, en 1908 foi John Shand, actuando xuntu a Maude Adams, na pieza de James Matthew Barrie "What Every Woman Knows", anque nel intre de les funciones surdieron disputes ente dambos intérpretes. En 1913 fixo'l papel de Georges Dupont nel drama "Damaged Goods", obra de la cual foi coproductor.
Bennett fíxose célebre poles sos arengues frente al telón, que los sos amigos—y críticos—dicíen que yeren tan bones como les sos actuaciones. Esti vezu, col tiempu, valió-y mayores ovaciones que munches de les obres nes que participaba.
En 1922 Bennett protagonizó en Broadway el melodrama de Leonid Andréyev "El que recibe les bofetadas". L'ésitu de la obra motivó una versión cinematográfica rodada por Metro-Goldwyn-Mayer, con Lon Chaney nel papel de Bennett. 
El debú de Bennett nel cine mudu foi con "Damaged Goods" (1914), una versión de la obra teatral na cual él trabayara, y na qu'actuaba la so esposa, Adrienne Morrison. Bennett collaboró nel guion y na dirección d'esi filme. Nel drama "The Valley of Decision" (1916), que escribió, Bennett actuaba cola so esposa y colos sos trés fíes.
Cola llegada del cine sonoru, Bennett, entós yá un home d'edá media, atopó campu interpretativo como actor de calter, y en 1931 trabayó cola so fía Constance Bennett en "Bought." Sicasí, Bennett ye probablemente más conocíu por encarnar al Mayor Amberson nel filme de Orson Welles "The Magnificent Ambersons" (1942). Tamién foi John Glidden en "If I Had a Million" (1932). Bennett amás destacó pola adaptación de trabayos de Eugène Brieux como "Les Avariés" y "Maternité".
Bennett casóse en 1901 en San Francisco (California) con Grena Heller. La pareya divorcióse en 1903. Col so nome de casada, ella protagonizó unes poques obres en Broadway, siguiendo una esitosa carrera de crítica musical pal periódicu de William Randolph Hearst "New York American", que más palantre foi'l "New York Journal American".
El 8 de payares de 1903 Bennett casóse cola actriz Adrienne Morrison en Xerséi City (Nueva Xerséi). Tuvieron tres fíos, Constance Bennett (1904–1965), Barbara Bennett (1906–1958) y Joan Bennett (1910–1990). Joan fixo'l so debú como actriz teatral trabayando con él en "Jarnegan" (1928). 
Bennett y Morrison divorciar n'abril de 1925. De les sos fíes, Constance y Joan fueron actrices cinematográfiques d'ésitu, y Barbara foi tamién actriz mientres un tiempu curtiu, pero con menor ésitu. Barbara casóse col popular cantante Morton Downey. 
En 1925 conoció a Aimee Raisch en San Francisco mientres la producción de "Creoles", obra na cual ella faía un papel menor. Ella yera una moza de l'alta sociedá y aspirante a actriz que taba divorciándose del so millonariu home, Harry G. Hastings. Bennett y Raisch casáronse'l 11 de xunetu de 1927 en Chicago. Dixebráronse'l 3 d'abril de 1934 y divorciáronse en 1937. 
Richard Bennett finó en 1944, a los 74 años d'edá, por causa de un infartu agudu de miocardiu nel Hospital Good Samaritan de Los Angeles, California. Foi soterráu nel Campusantu Pleasant View de Lyme (Connecticut), al llau de la so segunda esposa.
Jack Benny
Jack Benny ye'l seudónimu de Benjamin Kubelsky (14 de febreru de 1894, Chicago - 27 d'avientu de 1974, Beverly Hills) foi un comediante d'Estaos Xuníos.
Dende pequeñu aprendió a tocar el violín, participando en vodeviles dende 1912 y ante el descubrimientu del so talentu pa la comedia, decidió dedicase a eso. Tuvo'l so debú nel cine con una película de 1927 y apaeció n'otres más ente los años 1930 y 1945. Fíxose famosu col so espectáculu selmanal llamáu "Jack Benny Program", que se tresmitió na radio dende 1932 hasta 1955 y na televisión de 1950 a 1965.
Melissa Benoist
Melissa Marie Benoist (4 d'ochobre de 1988, Littleton, Colorado), meyor conocida como Melissa Benoist, ye una actriz y cantante d'Estaos Xuníos. Saltó a la fama en 2012 pol so papel de Marley Rose na serie de comedia musical "Glee", de la cadena FOX. Primeramente a la so popularidá, Benoist apaeció en delles series de televisión como Homeland, The Good Wife y Law & Order. El so debú nel cine foi na película, Tennessee protagonizada pola cantante Mariah Carey.
En 2014, Benoist apaeció na película Whiplash, que ganó dellos premios importantes y llogró crítiques positives de la prensa. En 2015, participó na película "Danny Collins", que foi estrenada'l 20 de marzu de 2015, y la cual cunta coles actuaciones de Jennifer Garner y Al Pacino. Esi mesmu añu, xunir al elencu de la serie de televisión Supergirl pa interpretar el personaxe principal de la serie, que va ser emitida pola cadena CBS y que la so fecha d'estrenu va ser el 26 d'ochobre de 2015.
Melissa Benoist nació'l 4 d'ochobre de 1988 en Littleton, Coloráu, fía de Tag Worley y Julie Benoist. Tien dos hermanes, llamaes Jessica y Kristina; y tien cinco mediu hermanos d'otru matrimoniu del so padre, llamaos Tanner, Estella, Cocu, Rocket y Tor. Benoist realizó gran cantidá d'espectáculos de teatru extracurriculares, ente los que se destacar la obra "Evita". En 2007 graduóse del colexu "Arapahoe High School", allugada na ciudá de Centennial, en Coloráu y en 2011 graduóse na universidá "Marymount Manhattan College" de Nueva York.
En mayu de 2012, audicionó pa "Glee" nel Roundabout Theatre Company, en Nueva York. Cantó cantares distintos pa los sos cinco audiciones: "Fidelity" de Regina Spektor, "King of Anything" de Sara Bareilles, un cantar de Colbie Caillat, y dellos cantares de teatru musical. En xunetu d'esi mesmu añu tenía dos pruebes de pantalla en California con Ryan Murphy, el direutores de cásting y productores executivos. Por cuenta de que el ceadores tuvieren buscando al personaxe de Marley mientres enforma tiempu, al vela empezar a trabayar de momentu. El so papel de Marley Rose llevar a la so primer nominación nos , na categoría d'estrella revelación; esti premiu foi ganáu pola so pareya, Blake Jenner.
En xunetu de 2013, Benoist foi fichada pa "Danny Collins" (enantes llamada "Imaxine"), una película independiente, nel papel de Jamie, una recepcionista nun hotel frecuentáu por una de les sos estrelles de rock favorites de tolos tiempos.
En xunu de 2014, Benoist xunir a la película The Longest Ride adaptación del llibru de Nicholas Sparks, onde interpretó'l papel de Marcia la meyor amiga de la protagonista.
En xineru de 2015, informóse que Benoist foi fichada pal papel principal de Kara Zor-El, na próxima serie televisiva d'aventura y fantasía de la cadena CBS, llamada Supergirl.
En mayu de 2015, anuncióse que Benoist va interpretar a Lorelai en próxima película, "Low Riders". Sustituyendo a les actrices Lily Collins y Nicola Peltz, que taben en conversaciones pal papel primeramente.
N'agostu de 2015, Benoist llogró'l papel principal en próxima película dramática denominada Oxford, xuntu a Sam Heughan como'l protagonista masculín de la mesma.
Benoist y Darren Criss apaecieron con Josh Duhamel na apertura de los Kids Choice Awards 2013.
Benoist, Jacob Artist, Dean Geyer y Becca Tobin fueron escoyíos como embaxadores pal nuevu productu de Coca Cola, P10 300 ml Coke. En xunu de 2013, fueron treslladaos a Manila, Filipines pa sofitar el productu, onde visitaron distintos centros comerciales y tuvieron xuntes colos fans. 
Melissa Benoist tuvo saliendo col co-protagonista de Glee Blake Jenner dende 2012; los dos anunciaron el so compromisu'l 11 de xunetu de 2013. En marzu de 2015, confirmaron mientres l'eventu de Comic-Con habese casáu nuna boda privada.
En septiembre de 2014, peneráronse fotografíes comprometedores de Benoist y el so ex noviu peneraes como parte de "The Fappening", ella cree que les semeyes fueron llograes de la so cuenta de iCloud por un hacker. Benoist respondió nuna entrevista con TED en Clickbait, afirmando que "estes temes nun tien de ser sofitaos".
Amber Benson
Amber Nicole Benson (Birmingham, Alabama, 8 de xineru de 1977) ye una actriz, direutora y guionista estauxunidense. Fía de Edward Benson, psiquiatra, y Diane Benson; Tien una hermana menor llamada Danielle que ye artista. El so papel más importante foi na popular serie Buffy la Cazavampiros, na qu'interpreta a Alifaz Maclay.
Darréu, la so familia decidió camudase a Florida, en parte p'ayudar a formar la so carrera como actriz, onde nun tuvo muncha suerte, polo que finalmente se relocalizaron en Los Ánxeles, onde Amber empezó rápido a trabayar en cine y televisión.
El so debú ante les cámares foi nel añu 1993, cuando formó parte del elencu del thriller “Venenu na piel”, protagonizáu por Alicia Silverstone y Cary Elwes, al que-y siguieron papeles nes cintes “El rei de la llomba”, “Crímenes imaxinarios”, protagonizada por Vincent D'Onofrio, Chris Penn y Harvey Keitel, “Tres padres solteros”, “Deadtime”, “Take It Easy”, los telefilmes , y , y participaciones nes series “Promised Land” y “Cracker”.
En 1999 consiguió'l papel de Alifaz Maclay na serie "Buffy, la Cazavampiros", que tráxo-y un gran reconocencia per parte del públicu. Nesti programa tuvo hasta l'añu 2002.
De magar, los sos creitos inclúin participaciones en "Casu abiertu", "The Inside", "Sobrenatural" y "Ensin cita previa", y papeles nes comedies “Chance”, de la cual foi protagonista, amás d'escritora, direutora, productora y editora, “Latter Days”, con Steve Sandvoss y Wes Ramsey, “Kiss the Bride”, na que trabayó xuntu a Tori Spelling y Philipp Karner, “Act Your Age”, Strictly Sexual y “Tripping Forward”, ente otres, el thriller “Entemediu” y los drames “Race You to the Bottom” y “Simple Things”.
Trabayó amás en telefilmes como “Holiday Wishes”, “Gryphon” y “7 Things to Do Before I'm 30”.
Depués de dexar la serie "Buffy, la Cazavampiros", Benson empezó a producir cintes d'animación pa la BBC xuntu a Christopher Golden y l'estudiu Cosgrove Hall. Ente elles podemos mentar y .
En 2006 llanzó la so segunda cinta independiente, “Lovers, Liars & Lunatics”, al traviés de la so propia compañía productora, Benson Entertainment.
Benson tamién hai incursionado nel ambiente musical, cantando nun episodiu de "Buffy, la Cazavampiros", "Once More, with Feeling", y escribió la lletra de dellos cantares.
Escribió y dirixió delles teleseries, destacando "Chance" en 2002, que amás protagonizó. Tamién escribió trés cómics, dos d'ellos basaos nos personaxes de Willow y Alifaz, de la serie "Buffy, la Cazavampiros".
Ashley Benson
Ashley Victoria Benson (Anaheim Hills, California; 18 d'avientu de 1989) ye una actriz y modelu d'Estaos Xuníos, conocida por interpretar de Hanna Marin na serie de ABC Family "Pretty Little Liars". Tamién la conoz pola so actuación na película "", onde interpreta a Carson, una porrista de Los Tiburones de la Mariña Oeste y pola película "Spring Breakers", de Harmony Korine. La so hermana ye Shaylene Benson.
Benson nació en Anaheim Hills, CaliforniaSiendo neña, camudar a San Diego (California) al pie de la so familia. Con namái siete meses de xestación un bien so pesu, tuvo de permanecer en cuidos intensivos mientres dos meses primero que-y dieren l'alta. Esistió la posibilidá de tener que realiza-y una ciruxía cardiaca, pero'l día de Navidá, con namái una selmana de vida, el doctores informaron a los sos padres que la ciruxía nun sería necesaria.
Ashley creció entós de normal, y yá a los 3 años d'edá, empezó a cantar y baillar en distintes disciplines, como ballet, jazz, hip-hop y llíricu. Mientres tola so infancia participó en distintos eventos, y empezó a modelar y actuar en distintes obres del so pueblu natal.
A los 4 años, tuvo una hermana per parte de la so madre la cual llamaron Juana que s'apellíu Curuchet. A esta edá Ashley empezó a participar en coros infantiles, llegando a cantar ante 2500 persones nuna ilesia, mientres celebraciones navidiegues. A los 8 años, empezó la so carrera como modelu infantil, roblando cola axencia "Ford Models", apaeciendo en delles imaxes y videos musicales. Ella fixo una apaición na serie Zoey 101. Ufiertáron-y el papel como Megan en Drake&Josh pero ella nun lo aceptó.
En 1999, Benson empezó la so carrera como actriz, actuando en diversos comerciales, anque rápido fixo'l so saltu al cine y la televisión. En abril de 2004 robló un contratu por trés años cola serie de televisión "Days of our Lives". Nesta serie interpretó a Abigail "Abby" Deveraux, la fía mayor de los personaxes Jack Deveraux y Jennifer Horton.
Ente los shows televisivos nos que fixo apaición figuren: "The Girls Next Door", "A Haunting", "Sex and the City", "Hero", "Weird Astronomy" y "Lucky". Tamién actuó na película "13 Going On 30".
Apaeció como Carson na película . Pa llograr el papel principal tuvo que terminar el so contratu con Days of our Lives.
Apocayá, actuó na película "" (titulada en Hispanoamérica como "L'escándalu de les porristas"), onde interpretó a Brooke Tippit. La susodicha película ta basada nuna hestoria real qu'asocedió nuna escuela de Texas (McKinney North High School).
En 2009 protagonizó la serie Eastwick. La serie taba basada na novela de John Updike, The Witches of Eastwick, y na adaptación de la película de 1987 col mesmu nome. El so personaxe, Mia, yera la fía adolescente de Roxie Torcoletti (Rebecca Romijn). La serie foi de curtia duración y solo duru 13 capítulos primero que ABC va atayar la serie por baxa audiencia.
Anguaño interpreta a Hanna Marin na esitosa serie de ABC Family, "Pretty Little Liars". Na cual trabaya con Lucy Hale, Troian Bellisario, Shay Mitchell, Sasha Pieterse. La serie estrenar con un ésitu de 2.47 millones d'espectadores y l'actuación de Benson siendo emponderada pola crítica.
Ashley tamién participó nes grabaciones de la película Ex-mas Carol, xuntu a Chad Michael Murray y Christina Milian, que se va estrenar llueu.
Benson tamién apaeció apocayá nel videoclip del grupu estaunidense "Hot Chelle Rai", "Honestly".
Nel 2012 empecipió la filmación de "Spring Breakers" xuntu a Selena Gomez, Vanessa Hudgens y James Franco.
Jodi Benson (actriz)
Jodie Mari Marzorati (n. 10 d'ochobre de 1961, Rockford, Illinois, Estaos Xuníos), meyor conocida como Jodi Benson, ye una actriz y cantante estaunidense. Emprestó la voz
pa personaxes de Disney, como: Ariel, y en papeles menores de Toy Story Toons, en Vacaciones en Hawaii. Participó tamién la película: , como Helena de Troya.
El so debú profesional producir en 1984, dando voz a la madre de Lastelle en Nausicaä del Valle del Vientu.
Tamién dio vida al espíritu "Weebo" nel live-action de Disney "Flubber" (1997), protagonizada por Robin Williams.
Para Warner Bros, creó la voz enérxica de "Pulgarcita", na película animada, Pulgarcita (1994), con cantares de Barry Manilow. Proyectos recién de Jodi inclúin La serenita 3 (2008), La serenita 2 (2000) y La serenita (1989) como "Ariel", La dama y el vagamundu II (2001) como "Dama", 101 dálmates 2 (2003).
Jodi Benson, nacida en Rockford, Illinois, recibió la reconocencia mundial y la reconocencia de la crítica como la voz de "Ariel", ganadora del Óscar, pol so
trabayu con Walt Disney na película animada, "The Little Mermaid" (1989), según la voz burbujeante de la guía turística "Barbie" en Toy Story 2 de Disney (1999), ganadora del Globu d'Oru a la Meyor Película. 
Benson tamién ye una solista que xeneralmente fai los álbumes de les sos películes, como asocedió con
La serenita. 
Omar Benson Miller
Omar Miller (7 d'ochobre de 1978) ye un actor estaunidense. 
Omar creció en Anaheim, California, y graduóse na Universidá Estatal de San José.
El mayor papel de Miller foi na película de 2008 "Miracle at St. Anna". Tamién desempeñó papeles menores en delles películes y programes de televisión. A partir del 5 d'ochobre de 2009, apaeció nel drama criminal como Walter Simmons, un especialista nativu y robu d'arte Louisiana.
Wes Bentley
Wesley Cook Bentley (Jonesboro, Arkansas, 4 de setiembre de 1978), más conocíu como Wes Bentley, ye un actor estauxunidense. Fíxose famosu por actuar na película "American Beauty".
Bentley empecipió la so trayectoria como actor en representaciones teatrales del institutu, nel so Arkansas natal y preparóse como actor na Juilliard School de Nueva York.
Debutó nel cine cola película de Jonathan Demme "Beloved" y en 1999 participó en "American Beauty", una película de Sam Mendes qu'asitió a Bentley en Hollywood.
Fixo'l papel de Blackheart en "Ghost Rider" (2007), onde compartió creitos con Nicholas Cage, y el papel de Seneca Crane en "Los xuegos de la fame".
Luke Benward
Luke Aaron Benward (n. 12 de mayu de 1995) ye un actor y cantante estaunidense, meyor conocíu pol so papel protagonista como Billy Forrester en "How to Eat Fried Worms" y como Charlie Tuttle en "Minutemen". Sale con fan Danna Hemmings.
La carrera actoral de Benward empezó cuando consiguió'l papel de David Moore na película de 2002, "We Were Soldiers". El so ésitu creció en 2006 cuando interpretó a Billy Forrester na película "How to Eat Fried Worms", pola que ganó un Young Artist Award na categoría de "Meyor Repartida Nueva nuna Película". Tamién interpretó a Charlie Tuttle na película de Disney Channel "Minutemen", al personaxe de Alan a los 14 años d'edá en "Dear John", y al neñu qu'ayuda a la neña abusada nel video musical "Concrete Angel" de Martina McBride.
El primer álbum de Benward, "Let Your Love Out", foi llanzáu'l 5 de xineru de 2009 y contenía cinco canciones. Tamién tuvo de xira col grupu cristianu iShine LIVE por un curtiu tiempu, onde diba cantar los sos cantares en conciertu. El sellu discográficu que robló con él llámase In Crowd Productions, que los sos artistes inclúin a Hilary Duff, India.Arie, los Backstreet Boys, Mat Kearney, Death Cab for Cutie, y los Jonas Brothers.
Tamién tuvo en dellos comerciales, incluyendo Nintendo, McDonald's, Willy Wonka, American Express, y Hamburger Helper.
Tamién interpretó'l papel de "Nicky" en "" ya interpretó a Stevie Dewberry na película "Because of Winn-Dixie".
Tamién participó na película de Disney Channel, "Girl vs. Monster" como Ryan Dean, l'interés amorosu de Skylar Lewis (Olivia Holt). Benward tamién tuvo un papel recurrente como Matthew Pearson, l'ex-noviu de Emily Hobbs (Ryan Newman) en "See Dái Run". Apaez como Beau, l'interés amorosu de Teddy, en seis capítulos siguíos de "¡Bona suerte, Charlie!", axuntándose col so compañeru de "Minutemen", Jason Dolley. Tamién interpreta a Dillon, unu de los protagonistes, na serie de ABC Family Ravenswood. Ye protagonista de la película de Disney Channel "Cloud 9" xuntu a Dove Cameron, la protagonista de la serie "Liv y Maddie".
Benward nació en Franklin, Tennessee, y ye fíu de Kenda (nacida Wilkerson) y Aaron Benward. El so padre ta nel dúo de música country, Blue Country, y la so madre ye a tiempu parcial una actriz, modelu y maestra d'actuación. El so güelu, Jeoffrey Benward, ye un artista cristianu contemporaneu. Tamién tien dos hermanes más nuevos: Ella (13 años) y Grace (16). Salió con fan Danna (non apellíu) nel 2014
Julie Benz
Julie Benz (Pittsburgh, Pensilvania, 1 de mayu de 1972) ye una actriz estauxunidense. Pol so papel de Dala en "Buffy The Vampire Slayer" y "Angel", Benz ganó'l premiu a la meyor actriz secundaria na categoría de series emitíes per satélite. Amás de esta serie, tamién algamó della relevancia pol so papel de Rita Bennett en "Dexter".
En 1989, cola so carrera de patinaxe terminada, Benz empezó a actuar y enrolóse nel teatru llocal, au de llogró un papel na obra "Street Law". La so primer película foi un pequeñu papel, en "The Black Cat" parte de la película de llercia dirixida Dario Argento y George A. Romero, "Two Evil Eyes" (1990). Un añu más tarde, llogró un papel nun programa de televisión denomáu "Hi Honey, I'm Home" (1991). La serie foi atayada dempués de dos temporaes.
Dempués de graduase na Escuela Secundaria Rexonal Franklin, Julie entró na Universidá de Nueva York pa estudiar arte dramáticu. Dempués de la so graduación, Julie treslladóse a Los Angeles pa siguir cola so carrera ya interpretó dellos pequeños papeles en películes y programes de televisión, incluyendo una apaición como convidada nun episodiu de "Married with children" en 1994. Participó en dos pilotos non estrenaos: "Cross Town Traffic", d'Aaron Spelling y "Empire" en 1995. Fixo dellos cameos en programes de televisión como "Pasu a pasu" y "Diagnosis Murder". Tamién tuvo un pequeñu papel na película de televisión "The Barefoot Executive". Más tarde participaría n'otros filmes d'esti tipu como "Hearts Adrift", protagonizando unu d'ellos: "Darkdrive". Apaeció na película "Black sheep" de forma ensin acreditar nel añu 1996.
En 1996, Julie allegó a una audición pal papel de Buffy na serie "Buffy, la cazavampiros", que finalmente algamó Sarah Michelle Gellar. Sicasí, ufiertáron-y un pequeñu papel, qu'a la fin allargóse unos cuantos capítulos, interpretando a Dala. Con esta interpretación, la so carrera desapiega finalmente. Protagoniza delles teleseries como "The Big Easy" y "Fame L.A." Hai de solliñar el so pequeñu pero memorable papel como recepcionista na película "Meyor... imposible", en 1997. Pero'l so verdaderu saltu a la fama foi nel curtiu parodia "Eating Las Veguas", la película pa televisión "A Walton Easter" y un pequeñu papel en "Inventing the Abbotts".
En 1998 tuvo un papel fixu nel programa de televisión "Ask Harriet", pero'l programa encaboxóse y con él trés de los sos cinco apaiciones. Tamién apaeció en dos películes: na popular comedia escura "Jawbreaker" como Marcie Fox y en "Dirt Merchant" que s'estrenó'l 19 de setiembre de 1999. Más tarde protagonizó otru programa de televisión llamáu "Payne" como Breeze O'Rourke, el programa atayóse dempués d'una temporada (namái s'estrenaron 8 de los 9 episodios). Tamién apaeció delles vegaes na serie "Roswell", y protagonizó la película pa televisión "Satan's School for Girls". Tamién tuvo un papel importante na película "Shriek If You Know What I Did Last Friday the Thirteenth", como Barbara.
Nel añu 2000, Benz retoma'l so papel como Dala pa la spin-off de Buffy, Angel, apaeciendo en siquier un episodiu de cada temporada. Tuvo un risonderu papel na comedia romántica película "The Brothers" na que foi la única actriz blanca qu'apaez ente los protagonistes. Fixo una audición pal papel de Ellie Sparks en "Glory Days" y apaeció nel pilotu ensin emitir, sicasí abandonó la serie. Apaeció como convidada en "She Spies" y participó na mini-serie "Taken" como Kate Keys. Fixo dellos doblaxes pal videoxuegu "Hot Shots Golf Fore!". Apaeció nel curtiumetraxe "The Midget Stays in the picture" y asumió el papel d'Úrsula pa "George de la Xungla 2". 
Julie apaeció nes series Peacemakers, Coupling, NCIS y Oliver Beene y consiguió el papel principal d'Annie Garrett na película de televisión Hallmark The Long Shot. Benz tamién dio voz a Miranda Keyes nel videoxuegu Halo 2, anque ella nun volvió interpretar esti papel na secuela, Halo 3. Ella desempeñó'l papel principal de Danielle en Bad Girls From Valley Hills que foi llanzada en DVD en 2005. Tenía un pequeñu papel na película de televisión aclamada pola crítica Lackawanna Blues. Tamién apaeció nes películes y 8mm 2.
Tres esto, Julie foi estrella convidada de series como Supernatural, , Llei y Orde y CSI. Llogró un papel secundariu nuna película independiente sueca Kill Your Darlings, un papel de protagonista na película de Lifetime Circle of friends Círculu d'Amigos y xunióse al elencu principal de Dexter como Rita Bennett.
Dempués tuvo un papel principal en Saw V como Brit, participó en y tien co-protagonizao la cuarta parte de Rambo xuntu con Sylvester Stallone.
Interpretó a Robin, en Desperate Housewives (Muyeres Desesperaes) mientres dellos episodios de la sesta temporada, una ex-striper que revoluciona Wisteria Lane cuando se camuda a la casa de Susan, y depués a la casa de Katherine, cola que caltién una rellación.
Interpretó a Stephanie na serie Los increíbles Powel (Non ordinary family) como la madre de la familia con superpoderes (supervelocidá) y científica pa una gran corporación qu'investiga de callao aniciar de dichos superpoderes.
Benz casárase col actor John Kassir. La fecha del matrimoniu foi'l 30 de mayu de 1998 y ella presentó'l divorciu n'avientu de 2007.
El 28 de xunu de 2011 anunció'l compromisu col so noviu dende faía 4 años, Rich Orosco, de 38 años. El 5 de mayu de 2012 casáronse.
Daniel Benzali
Daniel Benzali (nacíu'l 20 de xineru de 1950) ye un actor brasileñu-estaunidense de teatru, cine y televisión.
Benzali nació en Ríu de Janeiro de padres xudíos brasileños. Ye'l segundu de los trés fíos nacíos d'un padre que yera actor nel teatru yidis en Nueva York y una madre que yera ama de casa.
Benzali yera un actor de teatru cuando en 1985 tuvo un papel na película de James Bond "A View to a Kill" como W.G. Howe, el direutor del Departamentu de Petroleu y Mines, con see nel Conceyu de San Francisco. El so personaxe morrió disparáu na so oficina pol personaxe de Christopher Walken, Max Zorin.
Dempués d'eso, empezó a faer papeles convidaos en series de televisión como "", "The X-Files", y "L. A. Law". El ceador de "L. A. Law" Steven Bochco quedó tan impresionáu col desempeñu de Benzali que lo contrató pal rol protagónico de la serie de 1995 "Murder One", interpretando al abogáu Ted Hoffman. Por esti papel foi nomáu pa un premio Globu d'Oru. Benzali protagonizó na serie "The Agency" y en películes tales como "By Dawn's Early Light" (1990), "Asesinatu na Casa Blanca" (1997) y "La zona gris" (2001). Tamién apaeció na serie post-apocalíptica "Jericho" como l'enigmáticu ex direutor del Departamentu de Seguridá Nacional Thomas Valente. Más apocayá actuó na serie de televisión de FX "Nip/Tuck" como'l sicoterapeuta del personaxe principal y más tarde el so paciente, el Dr. Griffin.
Benzali tamién interpretó teatru musical. Él interpretó a Juan Domingo Perón na presentación en Londres de "Evita" ya interpretó al direutor de cine Max von Mayerling, xuntu a Patti LuPone, na repartida orixinal (1993) de "Sunset Boulevard" de Andrew Lloyd Webber. Benzali apaeciera primeramente en Broadway en "El violinista nel teyáu" y otres pequeñes producciones.
N'avientu de 2010 Benzali xunir al elencu de "Xeneral Hospital". Benzali interpretó a un personaxe llamáu Theodore Hoffman, una referencia al so papel na serie televisiva de mediaos de los años 90 "Murder One". El personaxe de Benzali tamién ye conocida como "El Balcan", un señor del crime internacional.
Sean Berdy
Sean Berdy (n. 3 de xunu de 1993) ye un actor, comediante y animador d'Estaos Xuníos sordu. Él apaeció na secuela de la película "The Sandlot 2" y anguaño protagoniza "Switched at Birth", interpretando'l papel de Emmett Bledsoe. Él ye unu de los dos personaxes principales sordos na serie. Foi nomáu pa TV Breakout Star nos Teen Choice Awards 2011.
Él tamién se presentó col coru show del Distritu Escolar Independiente, Vibrations. 
La serie de televisión de ABC Family, "Switched at Birth". Tamién foi nomáu pa los Teen Choice Awards 2011 na categoría TV Breakout Star.
Tom Berenger
Tom Berenger (Chicago, Illinois, 31 de mayu de 1949) ye un escritor, productor y actor d'Estaos Xuníos ganador del Globu d'Oru.
Nació en Chicago como "Thomas Michael Moore", fíu d'un vendedor viaxeru, vivió en Puertu Ricu hasta la edá de 20 años.
Estudió periodismu na Universidá de Missouri, pero dempués de la so graduación decidió dedicase a la interpretación. Mientres un tiempu actuó en teatros de calter rexonal, hasta qu'en 1970 treslladóse a Nueva York, onde participó nun musical d'ópera y darréu consiguió un papel protagonista nuna obra teatral.
El so debú nel cine tener Berenger en 1976 na película "Rush It", una producción del cine independiente qu'anguaño quedó nel olvidu, sacante polos sos intérpretes, que col tiempu aportaron a actores famosos. 
Al añu siguiente fixo un papel menor como asesín en "Looking for Mr. Goodbar", que sicasí llamó l'atención positivamente pola so solidez interpretativa. 
En 1979 interpretó'l personaxe principal en "Butch and Sundance: The Early Days", una película que narra la dómina previa del filme "Dos homes y un destín". Con estes actuaciones Berenger demostró que podía interpretar tantu a villanos como a héroes, lo cual marcó la so carrera. 
La marca actoral de Berenger na década de los 80's foi interpretar a personaxes de bona apostura que tienen una fonderada escura ya insondable.
Nos años 80 Berenger collechó ésitos importantes, como con "The Big Chill" una película nomada al Óscar; pero la reconocencia vieno con "Platoon", película que-y valió en 1986 una nominación a los Óscar amás una nominación al Globu d'Oru como meyor actor secundariu, pola so sólida interpretación del sarxentu psicópata Barnes. 
Más apocayá Berenger actuó regularmente en películes de cine, según tamién pa la televisión, frecuentemente como actor secundariu. En 1990 empezó a dedicase a la producción de cine.
En 1993, realizó "Sniper", onde interpreta a Thomas Beckett, un solitariu francotirador d'ambiguos ideales, l'ésitu d'esta película dio pie pa la saga Sniper en 2002 y 2004.
Berenger tuvo casáu en trés causes. La tercer vegada casóse con Patricia Alvaran en 1998 y siguen xuntos hasta la fecha. Tien seis fíos de los sos trés matrimonios.
Marisa Berenson
Vittoria Maria Schiaparelli Berenson, más conocida como Marisa Berenson (15 de febreru de 1947, Nueva York), ye una modelu y actriz d'Estaos Xuníos.
Ye de familia pernomada. La so madre yera la condesa "Gogo" Schiaparelli, el so padre yera un diplomáticu reconvertíu en navieru, la so güela materna foi la diseñadora Elsa Schiaparelli y el famosu críticu d'arte Bernard Berenson yera tíu bisagüelu so. La so hermana Berinthia (Berry Berenson) dedicar a la fotografía y algamó cierta notoriedá por ser la esposa del actor Anthony Perkins; finó nos ataques del 11 de setiembre como pasaxera del vuelu 11 de American Airlines.
"Berenson" nun ye l'apellíu real de la dinastía; los antepasaos paternos de l'actriz realmente se apellidaban "Valvrojenski" y baxaben de xudíos lituanos.
Marisa Berenson saltó a la fama como modelu publicitaria a principios de la década de 1960, aportando a una de les meyor pagaes de la dómina (según cuntó al diariu "The New York Times"). Protagonizó una portada de "Vogue" (númberu de xunetu de 1970), revista en que les sos páxines apaeció múltiples vegaes y na cual collaboraba la so hermana Berry como fotógrafa. En 1975 Marisa foi la portada d'un númberu del selmanariu "Time".
Per aquellos años, la so intensa vida nocherniega (con paraes frecuentes na discoteca "Studio 54") motivó que fora moteyada por Yves Saint Laurent «la moza de los años 70».
Anque la so carrera actoral nun foi bien regular, participó en dellos filmes de sonadía dende los años 70, como "Muerte en Venecia" de Luchino Visconti, la oscarizada película musical "Cabaré" de Bob Fosse (pola que foi nomada a los Globos d'Oru y el BAFTA británicu), "Barry Lyndon" de Stanley Kubrick y la comedia "S.O.B." de Blake Edwards. 
Tamién participó en dellos filmes más comerciales, como la comedia "Casanova & Co." de 1977 (xuntu a Tony Curtis), la película de terror "Killer Fish" de 1979 (con Llei Majors y Karen Black), y "The Secret Diary of Sigmund Freud" (con Bud Cort, Klaus Kinski y Carroll Baker).
En 1990 tuvo un pequeñu papel nel filme de Clint Eastwood "Cazador blancu, corazón negru", y en 2004 participó en "People", comedia ambientada en Eivissa que cuntó con un elencu internacional: Rupert Everett, Ornella Muti, Lambert Wilson, Rossy de Palma...
Xuntu a diverses producciones del cine européu, grabó diversos telefilmes y series, y yá en 1978 apaeció en "The Muppets" ("Los teleñecos").
Por cuenta de la so guapura y espodáu porte, y tamién al so gustu pol bon vistir, Marisa Berenson ye un referente del mundu de la moda y una "socialite" o "VIP" vista con frecuencia en desfiles, actos sociales, etc.
Justin Berfield
Justin Tyler Berfield (nacíu'l 25 de febreru de 1986) ye un actor, escritor y productor estaunidense. Mayormente conocíu por haber interpretáu a "Reese Wilkerson" na serie de televisión Malcolm in the Middle dende 2000-2006 de la cadena FOX. Tamién actuó nel sitcom Unhappily Ever After como Ross Malloy 1995-1999 de la cadena The WB.
Berfield nació nel condáu de Los Angeles, California, ye fíu de Gail Berfield y Eric "Rick" Berfield. Él ye l'hermanu menor del actor Lorne Berfield. Mercóse y depués vendió la casa que yera propiedá de los recién casaos: Jessica Simpson y Nick Lachey.
John Berg
John Berg (n. Wichita Falls, Texas, Estaos Xuníos; 5 d'abril de 1949 - f. Van Nuys, California, Estaos Xuníos; 15 d'avientu de 2007) foi un escritor y actor de cine, teatru y televisión estaunidense.
Jonh Berg nació en 1949 en Texas frutu d'un matrimoniu compuestu pol Dr. C. Owen Berg, un delegáu Demócrata que participó nos Convenios Nacionales de 1952 y 1956, y Evelyn van Emden Berg. Graduóse en "Wichita Falls High School" en 1967 y asistió a la Universidá de Chicago, a la Universidá de Tulane y a la School of Life.
A lo llargo de la so vida, tuvo una carrera variada qu'incluyó dellos puestos de trabayu, como'l de xerente d'un restorán, el xerente d'un grupu de rock and roll, camareru, como un DJ en "Country Western", nuna estación d'esquí como un xerente de marketing en "Crested Butte" Coloráu, como asistente de producción de "Wide World of Sports", escritor de publicaciones como "Sports Illustrated" y como direutor financieru d'una empresa de bienes raíz.. Tamién se convirtió nun artista gráficu para Merrill Lynch en Nueva York, fixo de voz en off en dellos trabayos pa comerciales de radiu y televisión, amás de ser la voz de "Dial-a-Pope".
John convertir nun gran actor apaeciendo en papeles recurrentes na series "Xeneral Hospital", "The Bold and the Beautiful", "Port Charles", "Passions" y The Young & the Restles". Depués camudóse a Los Angeles y fíxose cada vegada más activu como actor apaeciendo en películes como "It could happen to you" y "". 
Amás d'actuar, Berg foi un cantante espertu, y un escelente golfista, esquiador de nieve, ciclista, trapecista, nadador y escalador de montes. Tamién foi un gran aficionáu a los viaxes: Visitó Havasu Falls y foi nun cruceru a Istambul. Unu de los grandes llogros de Jonh nos últimos años foi la so ascensión al monte "Whitney", el monte más altu del territoriu continental d'Estaos Xuníos, pa la que se preparar mientres selmanes.
2007: "Monk" ... Alfred, l'invitáu 
Jonh adquirió un tempranu interés na política por cuenta del oficiu del so padre. Hasta llegó a crear un blogue per internet, puramente pa los alderiques y comentarios referíos eses temes.
Creó un movimientu políticu pola paz mundial llamáu "Unplug for Peace"" qu'animó a la xente a desconectase de too y escuchar el xiblu apacible y delicao dientro d'un día al mes col fin de crear un mundu más pacíficu. L'esfuerzu foi sofitáu por xente como Jean Houston (unu de los principales fundadores del Movimientu de Potencial Humanu) y Mark Victor Hansen . El día marcáu pa llevar a cabu esti actu foi'l 28 de xineru de 2008 , coincidiendo col 60 º aniversariu de la muerte de Mahatma Gandhi, día que nun llegó a tar. John tamién foi bien activu n'ayudar a otros a algamar la sobriedá y la paz nes sos vides.
El 16 d'avientu de 2007, Jonh Berg matar na so casa allugada na corte 6500 de l'avenida Nagle en Van Nuys, California. L'actor encendió la so parrilla hibachi dientro del so cuartu y morrió afogáu pola inhalación de monóxidu de carbonu. Tenía 58 años d'edá.
Frances Bergen
Frances Bergen (14 de setiembre de 1922 - 2 d'ochobre de 2006) foi una actriz y modelu estaunidense. Foi la muyer del famosu ventrílocuu Edgar Bergen y madre de l'actriz Candice Bergen y del editor cinematográfico y televisivo Kris Bergen.
El so verdaderu nome yera Frances Westerman, y nació en Birmingham (Alabama). Los sos padres yeren William y Lillie Mae Westerman. En 1932 William Westerman finó de tuberculosis. Poco dempués la so madre treslladó la familia a Los Angeles. En 1936 sufrió una quebra cranial de resultes d'un accidente de tráficu. Mientres convalecía, diéron-y un moñecu de Charlie McCarthy p'animala. De casualidá más palantre casaríase col "padre" de Charlie, l'actor y ventrílocuu Edgar Bergen. Atopándose en Nueva York, convirtióse nuna modelu d'ésitu de l'axencia de John Robert Powers. Foi la "Chesterfield Girl" y la "Ipana Girl" en revistes y valles publicitaries. Como modelu foi profesionalmente conocida como Frances Westcott.
En 1941, nel intre d'un programa de radio. Frances Westerman conoció a Edgar Bergen. Westerman, graduada na Los Angeles High School l'añu anterior, taba na audiencia del programa de Bergen. Casóse en Méxicu el 28 de xunu de 1945. El matrimoniu duró hasta'l fallecimientu de Edgar Bergen en 1978. 
Como actriz, Frances Bergen trabayó en papeles secundarios en diverses películes. Debutó en "Nearer My God to Thee" (1953), actuando darréu nel filme de Robert Z. Leonard "Her Twelve Men", y en "Interlude" (1957), dirixida por Douglas Sirk. 
Na temporada televisiva de 1958-1959, Frances trabayó na serie ambientada nel western "Yancy Derringer" col papel de Madame Francine. Frances tamién tuvo otres munches actuaciones en televisión, con papeles como artista convidada en "The Millionaire", "The Dick Powell Show", "Barnaby Jones", "MacGyver", y "Murder, She Wrote". 
Volvió al cine na década de 1980, con pequeños papeles en "American Gigolo", "The Sting II", "The Muppets Take Manhattan", "A la mañana siguiente", y "Made in America", ente otros. Tamién tuvo un papel importante nel filme independiente de Henry Jaglom "Eating" (1990).
Tamién intervieno en dos episodios de "Murphy Brown", serie d'ésitu de la so fía, incluyendo la Primer Parte del final de la serie en 1998. Naquella dómina comprometer col actor Craig Stevens, vilbu en finando la so esposa, Alexis Smith.
Frances Bergen finó nel Cedars-Sinai Medical Center de Los Angeles por causa non conocida en 2006, a los 84 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Inglewood Park, en Inglewood (California).
Polly Bergen
Polly Bergen (14 de xunetu de 1930 – 20 de setiembre de 2014) foi una actriz, cantante, y presentadora de televisión de nacionalidá estaunidense.
Ganó un Premiu Emmy en 1958 pola so actuación como Helen Morgan en "The Helen Morgan Story". Como actriz teatral foi nomada al Premiu Tony a la meyor actriz de repartu nun musical pola so actuación como Carlotta Campion en "Follies" en 2001. El so trabayu cinematográficu inclúi'l filme de 1962 "Cape Fear" y el de 1963 "The Caretakers", pol cual foi nomáu al Globu d'Oru a la meyor actriz - Drama. Amás, presentó mientres una temporada un programa de variedaes propiu, "The Polly Bergen Show", y escribió tres llibros dedicaos a la moda la guapura y l'encantu. 
El so verdaderu nome yera Nellie Paulina Burgin, y nació en Knoxville, Tennessee, siendo los sos padres Lucy Lawhorn y William Hugh Burgin, un inxenieru de construcción. "Bill Bergen", como foi conocíu más palantre el so padre, tenía talentu como cantante, y actuó al pie de la so fía nel programa presentáu por ella, "The Polly Bergen Show", que s'emitió na temporada televisiva de 1957-1958.
Bergen actuó en distintes producciones cinematográfiques, destacando d'ente elles "Cape Fear" (1962), que protagonizaben Gregory Peck y Robert Mitchum. Tamién trabayó en tres películes de Dean Martin y Jerry Lewis a principios de los años 1950: "At War with the Army", "That's My Boy", y "El cómicu". Ente los sos papeles posteriores inclúyese'l de Mrs. Vernon-Williams en "Cry-Baby", un filme de John Waters.
Bergen recibió un Premiu Emmy pola so actuación como la cantante Helen Morgan nel episodiu "The Helen Morgan Story", de la serie televisiva d'antoloxía "Playhouse 90". 
Contratada por Columbia Records, Bergen tamién esfrutó d'una carrera discográfica d'ésitu. Amás, nos años 1950 tamién foi conocida con "The Pepsi Cola Girl", por faer una serie de comerciales de dichu productu.
Bergen foi, igualmente, una panelista regular del concursu de la CBS "To Tell the Truth", mientres la so temporada orixinal, ya intervieno nel programa d'entrevistes de la NBC "Here's Hollywood". En 1963 actuó xuntu a Doris Day y James Garner na comedia "Move Over, Darling". Como actriz televisiva, foi nomada al Premiu Emmy pol so papel de Rhoda Henry en dos miniseries de American Broadcasting Company, "The Winds of War" y la so remortina, "War and Remembrance".
Nel añu 2001 actuó nel circuitu de Broadway na reposición de la producción de Stephen Sondheim "Follies", siendo nomada al Premiu Tony a la meyor actriz de repartu nun musical.
Na serie televisiva de HBO "The Sopranos", Bergen encarnó a Fran Felstein, y dende 2007 a 2011 tuvo un papel como artista convidada en "Desperate Housewives", interpretando a Stella Wingfield, papel pol cual foi nomada al Premiu Emmy.
Tamién formó parte de manera ocasional de la repartu de "Commander in Chief" (2006), como la madre de Mackenzie Allen, la Presidente de los Estaos Xuníos, qu'interpretaba Geena Davis. La mesma Bergen actuó como Presidente na película de 1964 "Kisses for My President". Otra de les sos últimes actuaciones llegó col títulu de Hallmark Hall of Fame "Candles on Bay Street" (2006).
En 1965, Bergen creó una empresa de cosmética, Polly Bergen Company, trabayando amás en llínees comerciales de xoyería y zapatería. 
Bergen tuvo casada col actor Jerome Courtland dende principios de los años 1950. En 1957 volvió casase, esta vegada col axente y productor de Hollywood Freddie Fields, col cual ella tuvo dos fíos adoptaos, Pamela Kerry Fields y Peter William Fields, y una fiyasca, Kathy Fields. La pareya divorcióse en 1975. Tres esi matrimoniu, nos años 1980 tuvo casada col empresariu Jeffrey Endervelt.Por cuenta de la so boda con Fields, en 1957 Bergen convertir al Xudaísmu.
Bergen yera feminista, de pensamientu lliberal y una políticamente activa demócrata. Amás, sofitó públicamente temes como la Enmienda d'Igualdá de Derechos, la educación de la muyer, y la planificación familiar. 
Polly Bergen finó por causes naturales el 20 de setiembre de 2014 na so casa en Southbury, Connecticut, arrodiada de la so familia y de los sos amigos. Dende finales de los años 1990 diagnosticáren-y un enfisema, ente otres dolencies.
Llista d'álbumes afecha de Allmusic y Discogs.
Rai Berger
Rai Berger (26 de marzu de 1877 – 9 de payares de 1931) foi un actor y direutor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu. 
Nacíu y fináu en Ohio, na Universidá Duke forma parte, equivocadamente, d'una llista de les "Muyeres Pioneres del Cine ".
Anna Sophia Berglund
Anna Sophia Berglund (n. 5 d'abril de 1986 en San Pedro, California) ye una modelu estauxunidense que foi escoyida Playmate del mes de Xineru de 2011, Esporádicamente hai incursionado como actriz.
Berglund nació en San Pedro, California y provién de padres d'ascendencia sueca. Graduóse en Palos Verdes Peninsula High School a los 18 años d'edá nel 2004, Recibió una llicenciatura en Teatru de la UCLA en 2008 y estudió actuación nel teatru de Beverly Hills. Tamién tien un hermanu menor al que poco tiempu fíxose cargu.
Empezó la so carrera en Playboy Siendo amiga de Hugh Hefner fundador y editor xefe de la revista y entamu a posar na categoría como "Amateur" siendo fotografiada pol fotógrafu Stephen Wayda y nel mes de Ochobre de 2010 y depués de 3 meses coordino como la Playmate de xineru de 2011.
Al algamar una gran fama tamién afectó a la so vida como actriz y llogrando tener mas papeles de sofitu en películes y series de televisión como Party Like the Queen of France y tamién apaeció en dellos episodios na serie de Disney Channel Hannah Montana.
Anguaño nel 2014 alcuéntrase trabayando en filmes de papeles principales en Cockroaches y Living Among Us.
Henry Bergman
Henry Bergman (San Francisco, 23 de febreru de 1868 – Hollywood, 22 d'ochobre de 1946) foi un actor estauxunidense conocíu pol so trabayu al pie de Charlie Chaplin.
Empezó trabayando como actor de teatru en Broadway, en 1899. La so primer apaición nuna película foi con The L-KO Kompany en 1914 a la edá de cuarenta y seis años. 
En 1916, Bergman empezó a trabayar con Charlie Chaplin, y actuó en películes como "Charlot, músicu ambulante", "The Rink" y "Charlot, emprestador". 
Mientres el restu de la so carrera, Bergman siguió ayudando a Chaplin, trabayando como asistente. Trabayó en delles películes de Chaplin como "La quimera del oru", "The Immigrant" y "The Circus". 
La última actuación de Bergman nel cine foi en "Tiempos modernos" como dueñu d'un restorán, y el so últimu trabayu detrás de la cámara foi en "El gran dictador", en 1940. 
Chaplin ayudó a Bergman nel financiamiento del so restorán "Henry's", en Hollywood, que foi abondo popular ente les celebridaes, amás de sirvir como precursor del "Brown Derby".
Henry Bergman siguió amestáu a Chaplin Studios hasta la so muerte d'un ataque cardiacu en 1946. Foi soterráu nel Hillside Memorial Park Cemetery, de Culver City (California).
William Berke
William Berke (3 d'ochobre de 1903 – 15 de febreru de 1958) foi un direutor, productor, guionista y actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense.
El so nome completu yera William A. Berke, y nació en Milwaukee, Wisconsin. Col pseudónimu de William Lester, debutó nel cine como actor y participó en diecisiete film mudos, los cinco primeros estrenaos en 1918, y el postreru en 1924. Casi toos yeren westerns, (con esceición del drama "Gentle Julia", de Rowland V. Llee en 1923), xéneru cinematográficu al cual volvió de cutiu a lo llargo de la so carrera.
La so primer cinta como guionista foi "Barb-Wire", de Francis J. Grandon, estrenada en 1922, y na cual tamién actuó, acompañando a Jack Hoxie. De siguío participó nel guión d'otres 79 producciones (unes vegaes como autor de la hestoria orixinal y otres como adaptador), los dos últimes rodaes en 1950.
Como productor (de cutiu acomuñáu), contribuyó a casi ochenta cintes, rodaes ente 1933 y 1958. Munches d'elles (westerns) fueron dirixíes por George Sherman, ente elles "Pals of the Saddle" (1938) y "New Frontier" (1939), dambes protagonizaes por John Wayne y Ray Corrigan. Foi tamién destacáu'l filme bélicu "The Steel Helmet" (1951, con Gene Evans y Robert Hutton), que producieron él y el so direutor, Samuel Fuller.
Tamién como productor, tomó parte en trés series televisives nos años 1950, destacando "The Goldbergs", pa la cual trabayó n'once episodios ente 1953 y 1956.
Finalmente, William Berke dirixió 96 cintes, los trés primeres curtios western estrenaos en 1934 y 1935. Del so filmografía como direutor destaquen "Dick Tracy" (1945, con Morgan Conway y Anne Jeffreys), "Rolling Home" (1946, con Jean Parker y Russell Hayden) y "I Shot Billy the Kid" (1950, con Don "Rede" Barry y Robert Lowery), los dos últimos tamién como productor. Destaquen siete películes d'aventures con Johnny Weissmuller nel papel de Jungle Jim, ente elles "Fury of the Congo" (1951). 
William Berke finó sópitamente en 1958 en Los Angeles, California, por un infartu agudu de miocardiu sufiertu nel plató de "The Lost Missile", filme que producía y dirixía. El rodaxe foi rematáu pol so fíu, Lester W. Berke (1934-2004) y estrenáu el 1 d'avientu de 1958.
Milton Berle
Mendel "Milton Berle" Berlinger (Manhattan, Nueva York; 12 de xunetu de 1908 – Los Angeles, California, 27 de marzu de 2002) foi un humorista y actor estaunidense ganador d'un Emmy. Foi la primera gran estrella de la televisión presentando'l programa de la NBC "Texaco Star Theater" (1948-55), y como tal aportó a moteyáu Uncle (Tíu) Miltie y Mr. Television na dómina dorada de la televisión. 
Nacíu en Manhattan, escoyó Milton Berle como'l so nome profesional cuando tenía 16 años. El so padre, Moses Berlinger, yera vendedor de productos de pintura. La so madre, Sarah (Sadie) Glantz Berlinger (1890–1968), camudóse'l nome a Sandra Berle al faese famosu'l so fíu.
Berle actuó como neñu actor en películes del cine mudu, empezando col serial "The Perils of Pauline" (1914), filmado en Fort Llee, Nueva Jersey, con Pearl White. El direutor díxo-y a Berle qu'interpretaría a un rapazu que sería tiráu d'un tren en marcha. En "Milton Berle: An Autobiography" (1975), esplicaba que taba asustáu pola escena, pero que finalmente tiraron un fardu de trapos en cuenta de a él. "
Siguió actuando n'otres películes tales como "Bunny's Little Brother" (1914) con John Bunny; "Tess of the Storm Country" (1914) con Mary Pickford; "Birthright" (1920) con Flora Finch; "Love's Penalty" (1921) con Hope Hampton; "Divorce Coupons" (1922) con Corinne Griffith y el serial "Ruth of the Range" (1923) con Ruth Roland. Berle indica que tamién actuó n'otres producciones como "Rebecca of Sunnybrook Farm", con Mary Pickford; "The Mark of Foín", con Douglas Fairbanks, y "Tillie's Punctured Romance", con Charlie Chaplin, Mabel Normand y Marie Dressler." 
Sicasí, les afirmaciones de Berle d'actuar en munches d'eses películes, particularmente na comedia de Chaplin "Tillie's Punctured Romance", son rebatidas por dalgunos, que citen la falta d'evidencies demostrando que Berle visitara daquella la Costa Oeste. El papel que Berle reclamaba como so en "Tillie" foi interpretáu ensin nengún xéneru de duldes pol neñu actor Gordon Griffith.
En 1916 Berle entró na Professional Children's School, y a los 12 años debutó nel teatru cola obra "Florodora". Tres cuatro selmanes en Atlantic City (Nueva Jersey), el show treslladóse a Broadway. Gracies a esta obra viose catapultado nuna carrera humorística que s'espandió a lo llargo d'ocho décades, con actuaciones en clubes, Broadway, vodevil, Les Vegues, cine, televisión y radio.
L'actuación de Berle en televisión en 1929 foi esperimental, pero nos primeros años trenta aportó a un cómicu d'ésitu. En 1933 foi contratáu pol productor Jack White pa interpretar la obra "Poppin' the Cork", una comedia musical tópica alrodiu de la Llei seca. Berle tamién participó nel guion del filme, que foi estrenáu por Educational Pictures. 
Berle interesar en componer cantares. Con Ben Oakland y Milton Drake, Berle escribió'l cantar principal pal estrenu de RKO Pictures "Li'l Abner" (1940), una adaptación de les viñetes de Al Capp, que foi interpretada por Buster Keaton. Berle escribió tamién una cara B para Spike Jones, "Leave the Dishes in the Sink, Ma."
En 1934–36, Berle intervieno regularmente nel show de "Rudy Vallee", y consiguió muncha publicidá participando con frecuencia en "The Gillette Orixinal Community Sing", un programa dominical d'humor y variedaes emitíu pola CBS ente'l 6 de setiembre de 1936 y el 29 d'agostu de 1937. En 1939 presentó'l programa "Stop Me If You've Heard This One". 
A "Three Ring Time", un espectáculu de comedia y variedaes patrocináu por Ballantine Ale, siguiólu en 1943 un programa patrocináu por Campbell Soup Company. "Let Yourself Go" (1944–45) podría ser descritu como un slapstick radiofónicu. Otru programa foi "Kiss and Make Up", na CBS en 1946. Amás actuó como artista convidáu en munchos programes de variedaes a lo llargo de les décades de 1930 y 1940.
Con guion de Hal Block y Martin Ragaway, "The Milton Berle Show" presentaba a Berle xuntu a Arnold Stang, más palantre una cara familiar como compañeru televisivu de Berle. Na repartida tamién interveníen Pert Kelton, Mary Schipp, Jack Albertson, Arthur Q. Bryan, Ed Begley y el presentador Frank Gallop. Patrocináu por Philip Morris USA, emitir na NBC dende'l 11 de marzu de 1947 hasta'l 13 d'abril de 1948.
La so última serie radiofónica foi "Texaco Star Theater", estrenada'l 22 de setiembre de 1948 na ABC y rematada el 15 de xunu de 1949, con Berle al mandu de un repartu compuestu por Stang, Kelton y Gallop, xuntu con Charles Irving, Kay Armen, y A'l Kelly. Emplegó a guionistes tales como Nat Hiken, los hermanos Danny Simon y Neil Simon, Leo Fuld y Aaron Ruben. Esta serie sirvió a Berle como rampla de llanzamientu pal so estrellalgu na televisión.
En 1948 la NBC decidió afaer "Texaco Star Theater" a la televisión, con Berle como unu de los cuatro presentadores del show. Finalmente la NBC nomó a Berle presentador permanente. El so estilu bien visual y de vodevil yera ideal pal nuevu mediu. Berle y Texaco fueron los dominadores de les nueches de los martes mientres dellos años, algamando'l númberu unu nos niveles d'audiencia. Berle y el programa ganaron un Emmy tres la primer temporada. Tal yera'l so ésitu que los martes vendíense menos entraes de cine, y dellos teatros, restoranes y otros negocios cerraben por que los sos veceros nun se perdieren les travesuras de Berle. . 
Tres l'entamu del show de Berle, les vientes de televisiones xubieron más del doble, algamando los dos millones d'aparatos en 1949. El so rangu como primer superestrella del mediu valió-y el nomatu de "Mr. Television." Tamién se ganó un llamatu daqué más familiar en rematando una emisión en 1949 con un conseyu a los neños que siguíen el programa: "Oyéi al vuesu Tíu (Uncle) Miltie, divos a la cama." 
Berle solicitó a la NBC camudar de los espectáculos en directu a los programes grabaos, pa facilitar posibles reposiciones, pero la productora amosó escasu interés. NBC consintió en faer un cinescopio de cada programa — una copia filmada directamente de la pantalla de TV. 
Tamién arriesgó la so fama televisiva al enfrentase con Texaco cuando la firma intentó vetar les actuaciones d'artistes negros. 
NBC robló con él un contratu televisivu n'esclusiva ensin precedentes, por un plazu de 30 años. El problema ye que NBC nun tuvo en cuenta qu'en TV la vida d'un humorista ye más curtia que na radio, mediu nel cual delles carreres duraren dos décades. En parte esto debe a la naturaleza más efímera de la comedia visual (los que nun s'afaen con rapidez nun sobreviven), polo qu'una única actuación televisiva igualaba años de trabayu nel ámbitu de los clubes. Tamién se dicía que Berle tenía menos curiosu nel nuevu mercáu de les ciudaes pequeñes poles que s'espandía la televisión. Otru factor yera relativu a la propiedá de les televisiones. De primeres de los programes de Berle, poca xente tenía l'aparatu,
polo que gran parte de l'audiencia tenía llugar en llugares públicos, que yeren perfectos pa la personalidá del actor. Sicasí, al tener más xente la so propia televisión, los gustos del públicu reflexaron l'ambiente de privacidá de les sos cases. Seya que non, la popularidá de Berle menguó con rapidez. 
Texaco retiró'l so sofitu al show en 1953. Buick asumir, y el programa pasó a llamase "The Buick-Berle Show", camudando'l formatu del mesmu. La crítica xeneralmente aprobó los cambeos, pero les audiencies de Berle siguíen cayendo y Buick retirar tres dos temporaes. El programa pasó a ser "Milton Berle Show", y remató tres una única temporada — anque esa temporada foi testigu de dos de les primeres actuaciones televisives de Elvis Presley, 3 d'abril de 1956, & 5 de xunu de 1956.
NBC finalmente atayó'l show de Berle en xunu de 1956, tres el discutiniu causáu pola desinhibida interpretación fecha por Elvis Presley de la tema "Hound Dog." Berle dempués intervieno na serie "Kraft Music Hall", pero NBC cada vegada atopaba menos escaparates pa llucir a la so antigua estrella. En 1960 víase amenorgáu a presentar un concursu, "Jackpot Bowling".
En Les Vegues Berle actuó n'escenarios del Caesars Palace, del Sands Hotel, el Desert Inn y otros hoteles casín. Berle actuara nel Thunderbird, unu de los primeros hoteles de Les Vegues, a finales de la década de 1940. Amás de les sos constantes actuaciones en clubes, Berle trabayó en Broadway na obra de Herb Gardner "The Goodbye People" en 1968.
Tamién actuó en numberoses películes, incluyendo "Always Leave Them Laughing" (1949) con Virginia Mayu y Bert Lahr; "Let's Make Love," con Marilyn Monroe y Yves Montand (1960); "El mundu ta llocu, llocu, llocu" (1963); "The Loved One" (1965); "The Oscar" (1966); "Lepke" (1975); el filme de Woody Allen "Broadway Danny Rose" (1984) y "Driving Me Crazy" (1991). 
Lliberáu en parte de les sos obligaciones cola NBC, Berle robló en 1966 pa una nueva serie selmanal de variedaes cola ABC. El show nun consiguió una gran audiencia y foi atayáu tres una temporada. En 1966 actuó nel episodiu 44 de "Batman" nel papel d'un guardiacarcel, ensin apaecer nos creitos. Dempués actuó como'l villanu Louie the Lilac en dicha serie de la ABC "Batman". Ente otres interpretaciones como estrella invitada destaquen les que fixo pa "The Lucy Show", "The Jackie Gleason Show", "Superagente 86", "Laugh-In", "The Sonny & Cher Comedy Hour", "The Hollywood Palace", "F Troop", "Fantasy Island", and "The Jack Benny Show". 
Al igual qu'el so contemporaneu Jackie Gleason, Berle demostró ser un sólidu actor dramáticu y foi felicitáu poles sos interpretaciones, destacando'l so papel en "Doyle Against The House" en "The Dick Powell Show" en 1961, un papel pol cual más tarde recibió una nominación al Emmy. Otru papel dramáticu a destacar ye'l que fixo en "Seven in Darkness", la primera de la popular serie de la ABC "ABC Movie of the Week".
Mientres esti periodu Berle entró nel Llibru Guinness de los récords por ser l'artista con mayor númberu d'actuaciones benéfiques. A diferencia de los espectáculos d'altu rangu fechos por Bob Hope pa entretener a les tropes, Berle fixo más shows, pero d'un calter más modestu, a lo llargo de cincuenta años. Berle recibió un pagu pol so trabayu d'entretenimientu como neñu actor en bases militares mientres la Primer Guerra Mundial, amás de viaxar a bases nel esterior mientres la Segunda Guerra Mundial y la Guerra de Vietnam. El primera teletón o telemaratón benéficu (pa la Damon Runyon Cancer Research Foundation ) foi presentáu por Berle en 1949 . 
El 14 d'abril de 1979, Berle presentó'l programa "Saturday Night Live". Quiciabes el cómicu vio esto como una oportunidá pa revisitar la so gloria en "Texaco Star Theater". Cualesquier que fuera la so intención, él paecía intentar clisar a los nuevos miembros de la repartida. La reputación de Berle de controlar tola producción de los programes televisivos —fuera o non l'invitáu —foi causa de tensiones nel plató. Finalmente Berle foi vetáu pa participar nel programa.
Milton Berle foi tamién estrella convidada de "The Muppet Show", nel cual foi clisáu polos personaxes Statler y Waldorf.
Otru incidente sobre'l protagonismu nos sos programes asocedió ente él y l'actor Joe Flaherty mientres la entrega de los Emmy de 1982. 
De les sos últimes actuaciones pa la TV cabo destacar la so apaición como estrella convidada nun capítulu de "The Fresh Prince of Bel-Air" en 1993, la so actuación nel videu del cantar "Round and Round" de la banda Ratt (el so sobrín Marshall Berle yera'l mánager del grupu), o la so intervención na entrega de los MTV Video Music Awards de 1993, na que tuvo un pequeñu discutiniu col cantante RuPaul.
Como "Mr. Television," Berle foi una de les primeres siete persones en ser incluyida nel Television Academy Hall of Fame en 1984. Al añu siguiente actuó nun episodiu de la serie de la NBC creada por Steven Spielberg "Cuentos estelantes". 
En casándose y divorciase en dos causes de Joyce Mathews, una corista, Berle casóse en 1953 con Ruth Cosgrove, una antigua publicista, que finó en 1989. El so cuartu matrimoniu, con Lorna Adams, una diseñadora de moda, tuvo llugar en 1991. Tuvo dos fíos, Victoria y William.. 
N'abril de 2001 Berle anunció que tenía un cáncer colorrectal, pero que nun se sometería a la ciruxía . Nel momentu del anunciu la esposa de Berle dixo que'l tumor crecía tan amodo que nun pondría en peligru la so vida hasta que nun pasaren unos dolce años. Desafortunadamente, menos d'un añu dempués, Berle finó a los 93 años d'edá, en Los Angeles, California. 
Berle quixo ser soterráu al pie de la so tercer esposa, Ruth, nel campusantu Mount Sinai Memorial Park en Burbank (California). La so cuarta esposa, Lorna Adams, alterió'l plan y l'actor foi encenráu nel campusantu Hillside Memorial Park en Culver City, California. 
Ben Bernie
Ben Bernie (30 de mayu de 1891 – 20 d'ochobre de 1943) foi un violinista de jazz, líder de banda, actor y presentador radiofónicu de nacionalidá estaunidense, reconocíu n'ocasiones como "The Old Maestru". Estremar pol so teatralidad y polos sos memorables diálogos.
El so verdaderu nome yera Bernard Anzelevitz, y nació en Bayonne, Nueva Jersey. Nos sos entamos actuó nel vodevil, formando con Phil Baker el duo Baker and Bernie, pero nun llogró un ciertu ésitu hasta 1922, cuando empezó a tocar na so primer orquesta. Más palantre tuvo una banda propia, "The Lads," que puede vese nun curtiu sonoru rodáu pol métodu Phonofilm, "Ben Bernie and All the Lads" (1924–25), y nel cual actuaba'l pianista Oscar Levant. Amás, nesa dómina fixo xires con Maurice Chevalier y actuó en Europa.
La orquesta de Bernie fixo grabaciones nos años 1920 y 1930, llanzando discos colos sellos Vocalion Records (1922–25), Brunswick Records (1925–33), Columbia Records (1933), Decca Records (1936), y ARC (Vocalion y OKeh) (1939–40). En 1923, Bernie y l'Hotel Roosevelt Orchestra grabaron "Who's Sorry Now", y en 1925 fixeron la primer grabación de "Sweet Xeorxa Brown". Bernie foi unu d'el compositores d'esta tema de jazz, que más palantre pasaría a ser la tema musical de los Harlem Globetrotters. 
Los sos shows musicales radiofónicos de los años 1930, davezu titulaos "Ben Bernie, The Old Maestru", tuvieron un gran ésitu, con audiencies que los asitiaben ente los diez programes más escuchaos. Él yá trabayó na radio en 1923, na WABC (AM), emitiendo na NBC Blue Network en 1930-31, sol patrociniu de Mennen. Tres un periodu en 1931-32 con CBS y patrociniu de Pabst Brewing Company, trabayó na NBC dende 1932 a 1935, tamién con Pabst. El so presentador nesa dómina yera Jimmy Wallington.
Actuó nel Blue Network ente 1935 y 1937, siendo'l so patrocinador American Can Company. Volvió a la CBS en 1938, esta vegada con O.S. Rubber como sponsor. Pa Half-&-Half Tobacco fixo un concursu musical na CBS dende 1938 a 1940. Ente 1940 y 1941, Bromu-Seltzer foi'l so patrocinador en Blue Network. Wrigley Company foi sponsor de "The Ben Bernie War Workers' Program" en 1941–1943). Amás, Bernie foi artista convidáu n'otros programes de radiu, y actuó nos llargumetraxes "Shoot the Works" (1934) y "Stolen Harmony" (1935).
La so tema musical yera "It's a Lonesome Old Town", y utilizó la muletilla "yowsah, yowsah, yowsah". Ente'l presentadores colos que Bernie trabayó nos sos programes figuraben Harlow Wilcox, Harry von Zell y Bob Brown. Bernie collaboró nos sos shows con distintos artistes, destacando d'ente ellos Lew Lehr, Fuzzy Knight, Buddy Clark, Little Jackie Heller, Scrappy Lambert, Pat Kennedy, Jane Pickens Langley, Dinah Shore y Mary Small.
Con cuenta de aumentar l'audiencia, Walter Winchell y Bernie, que yeren Bonos amigos, escenificaron una falsa rivalidá, similar al conflictu risible esistente ente Jack Benny y Fred Allen. Esta situación, mutuamente beneficiosa, utilizar nes sos actuaciones radiofónicu y continuo en dos filmes nos cualos interpretáronse a sigo mesmos: "Wake Up and Live" (1937) y "Love and Hisses" (1937). Ellos tamién fueron caricaturizaos nos curtios d'animación de Warner Bros. "The Woods Are Full Of Cuckoos" (1937) y "The Coo-Coo Nut Grove" (1936).
Ben Bernie yera francmasón, miembru de la Logia Keystone № 235, en Nueva York. Finó por causa d'una embolia pulmonar en 1943, en Hollywood, California. Tenía 52 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Mount Hebron, en Nueva York.
Collin Bernsen
Collin Bernsen Cooper (30 de marzu de 1958, Los Angeles, California, Estaos Xuníos) ye un actor estaunidense más conocíu por ser fíu de l'actriz Jeanne Cooper y del productor Harry Bernsen.
Nació en Los Angeles, California el 30 de Marzu de 1958 los sos padres son Jeanne Cooper y Harry Bernsen. Ye hermanu de los actores Corbin Bernsen y Caren Bernsen. Tamién ye cuñáu de Amanda Pays y ex-cuñáu de Brenda Cooper. Na so carrera foi más reconocíu por participar nes obres: "Xeneral Hospital", "Moñecos asesinos" y "Hollywood Dot Com". 
Corbin Bernsen
Corbin Dean Bernsen (North Hollywood, California, 7 de setiembre de 1954) ye un actor, productor de cine, direutor y escritor estaunidense. Ye conocíu por haber interpretáu a Arnold Becker en "L.A. Law". Tamién por ser repartida principal na serie "Psych", onde interpretó al padre del protagonista.
Ye fíu de los actores Jeanne Cooper y Harry Bernsen. Ye hermanu del tamién actor Collin Bernsen y de Caren Bernsen. Nel añu 1983 casóse con Brenda Cooper y divórciense nel añu 1987.
Nel añu 1988 conoz a l'actriz Amanda Pays, y cásense esi mesmu añu. El 14 de marzu de 1989 tienen al so primer fíu llamáu Oliver Miller, El 19 de marzu de 1992, nacen los ximielgos Henry Pays y Angus Moore. Y el 9 de xunu de 1998 naz el so últimu fíu llamáu Finley Cooper Bernsen.
Dalgunes de les sos participaciones en televisión son "ABC Afterschool Specials", "Hestoria policial", "Azafatas del aire", "Ryan's Hope", "Ciñu de papel", "Divorciaos", "The Extraordinary", "The Larry Sanders Show", "The Young and the Restless", ente otros. Ente les sos películes producíes tán, "3 Day Test", "25 Hill", "Solombres na alma" y "Dead Air".
Trabayos na televisión
Jon Bernthal
Jonathan Edward Bernthal (Washington D.C., ) ye un actor estauxunidense. Ye conocíu polos sos papeles na serie de televisión "The Walking Dead" y na película "El llobu de Wall Street". Interpretó más de 30 obres rexonales y off-Broadway. Tamién apaeció en delles series como "" (2002), "The Class" (2006-2007) y "The Pacific" (2010). En 2013 interpretó al Detective Joe Teague na serie "Mob City" (2013), tamién de Frank Darabont.
Jon nació y crióse en Washington D.C. Estudió en Sidwell Friends School y siguió na Escuela d'Arte Teatral, en Moscú, Rusia, onde tamién xugó al béisbol profesional na federación profesional europea de béisbol. Mientres taba en Moscú, foi reparáu por un direutor de la Universidá de Harvard, nel Teatru de Formación Avanzada nel Teatru Repertoriu Americanu y foi convidáu a llograr la so maestría ellí.
Desque se graduó en 2002, actuó en más de 30 obres a nivel rexonal y fora de Broadway. Agora vive en Venice, California, col so perru, Boss. Protagonizó en "The Class" en CBS ente 2006 y 2007. En marzu de 2010, Bernthal llogró'l papel de Shane en "The Walking Dead", l'adaptación en serie de televisión del cómic del mesmu nome que s'atopa so la dirección de Frank Darabont.
Halle Berry
Halle Berry (n. Cleveland, Ohio, 14 d'agostu de 1966) ye una ex modelu y actriz de cine y televisión estauxunidense ganadora de los premios Emmy, Globu d'Oru y Óscar.
La so madre, Judith, ye enfermera y tuvo al pie de ella tola so vida, a diferencia del so padre, quien abandonó a la familia cuando Halle tenía namái 4 años d'edá. El so padre tornó cuatro años más tarde, pero yera un home bien agresivu. La so madre ye d'ascendencia inglesa y el so padre ye afro-americanu.
Consiguió'l segundu llugar nel concursu "Miss USA" en 1986, lo que-y valió'l derechu de representar a los Estaos Xuníos en Miss Mundu en Londres, onde foi finalista, quedando nel sestu puestu. Dende entós trabayó como modelu y actriz. En 2002 convertir na primer actriz afroamericana en recibir un Óscar de l'Academia a la meyor actriz principal, pola so interpretación en "Monster's Ball".
Unu de los sos modelos a siguir foi Dorothy Dandridge, cantante, baillarina y actriz, a quien nomó al recoyer el Óscar, y a quien representara nuna película pa la televisión años enantes. Dandridge foi la primer actriz afroamericana candidata a un Óscar como protagonista en "Carmen Jones", de Otto Preminger, y que la so interpretación valió-y a Halle un premiu Emmy y un Globu d'Oru.
En "Fiebre selvaxe" (1991), de Spike Llee, fixo'l papel d'estrella de les drogues adicción a les drogues drogadicta. Pa introducise nel papel, non se aseó nin se peñó nos diez díes previos al rodaxe. En "El postreru boy scout" (1992), de Tony Scott, actuó con Bruce Willis. P'aprender a desendolcase nel papel, actuó de baldre nun local de striptease.
Por cuenta del so trabayu en "Bumerán" (1992), de Reginald Hudlin, na qu'actuó con Eddie Murphy, MTV (cadena musical de televisión) proclamar l'actriz más deseyada del añu.
En "Los Picapiedra" (1994), de Brian Levant, repitió papel de comedia y esplotó el so físicu. La so interpretación d'una muyer adicta qu'abandona al so fíu na basura en "Corazones resgaos" (1995), de Stephen Gyllenhaal, causó-y una fonda impresión y llevar a entamar trabayos más comerciales y llixeros.
En "Bulworth" (1998), de Warren Beatty, recuperó la so valía interpretativa. En términos económicos, sicasí, les películes d'acción son les que meyores resultaos apurriéron-y.
Pola so interpretación en "Monster's Ball" (2001), consiguió un Óscar, un premiu SAG, el Osu de Plata en Berlín y foi escoyida meyor actriz pola National Board of Review.
Intervieno interpretando a Nube en "X-Men" (2000) y les sos remortines "X-Men 2" (2003), "" (2006) y "" (2014).
El so rellanzamientu gracies al "Óscar" convertir n'actriz habitual de superproducciones de Hollywood. Entró na saga de películes de James Bond, al ser la coprotagonista de "Muerre otru día" (2002), xuntu a Pierce Brosnan. Halle Berry pasó a la hestoria como una componente del selectu grupu de "chiques Bond".
Dempués rodó "Gothika" (2003) con Penélope Cruz, y en 2004 foi escoyida pa interpretar el papel de Catwoman na película homónima, convirtiéndose asina na primer persona n'interpretar personaxes de Marvel y de DC Comics (Gatúbela, en Iberomérica), película que la fixo ganar un Razzie a la peor actriz, premiu qu'ella mesma foi a recibir personalmente, y que cuntaba con Sharon Stone como coprotagonista.
En 2007 Berry confirmó que taba embarazada del so noviu Gabriel Aubry. El 16 de marzu de 2008 Berry dio a lluz a la so primer fía, Nahla Ariela Aubry. Llévase 10 años cola so pareya, el padre de la so fía. La pareya nun refugó da-y un hermanu o hermana a Nahla, la so fía.
En 2009 llanzó'l so propiu arume, llamáu como ella: ""Halle", by Halle Berry".
Al igual que l'actriz y cantante Dorothy Dandridge, a quien personificó nuna película biográfica en 1999, Halle Berry sufrió maltratu per parte d'unu de los sos primeros novios, quien-y causó una importante amenorgamientu na capacidá auditiva. El so primer home, David Justice, un xugador de béisbol, al paecer yera tamién violentu. Tres un periodu de depresión y un intentu de suicidiu, divorcióse dempués de tres años de matrimoniu. Tuvo casada col músicu Eric Benet, del que se divorció en 2005. Berry tamién terminó con Gabriel Aubry, el so noviu modelo, y el padre de la so fía Nahla cuando esta tenía 2 años. 
L'actriz y Olivier Martínez casáronse'l 13 de xunetu de 2013 nel Château des Condé en Vallery, rexón de Borgoña (Francia). El so primer fíu de mancomún (el segundu para Halle) nació'l 5 d'ochobre de 2013 nel hospital Cedars-Sinai Medical Center de Los Ánxeles y llámase Macio-Robert.
Berry declaró que la manera en que les persones reaccionaron a ella pol so orixe étnicu ye de cutiu la resultancia de la ignorancia. El so propia autu-identificación viose influyida pola so madre, como l'actriz dixo nuna ocasión con estes palabres:
Mientres la grabación del programa "The Tonight Show" con Jay Leno el 19 d'ochobre de 2007, Berry enseñó una imaxe aburuyada de la so cara, comentando: "¡Equí ye onde paezo al mio primu xudíu!" Mientres la redacción del programa, el comentariu foi escurecíu per una pista de rises. Berry más tarde declaró: "Lo que pasó foi que taba en "backstage" enantes del programa y tengo trés chiques que son xudíes que trabayen pa mi. Repasábamos les semeyes pa ver cuál víen tontes, y una de les mios amigues xudíes dixo [sobre la semeya cola ñariz grande], '¡Esi podría ser el to primu xudíu!' Y supongo que taba frescu na mio mente, y qu'acababa de salir de la mio boca, pero nun quixi ofender a naide, yo nun quixi faer nengún dañu -y dempués del show di cuenta que podría ser vistu como ofensivu, asina que-y cisqué a Jay que lo quitar, y facer."
Pa la revista "Ebony" marzu 2011, Berry faló sobre les relaciones raciales, dando la so opinión sobre lo que constitúi la mesma raza. En particular, la de la so fía. Porque anque Nahla, de 2 años, ye fía de Berry y el modelu francu-canadiense Gabriel Aubry, l'actriz nun paez tan dispuesta a clasificar a la so fía como de raza mista. "Lo que creo ye qu'eso ye daqué que va tener que decidir", díxo-y a la revista. "Yo nun lu voi poner una etiqueta. Yo tuvi que decidir por mi mesma, y eso ye lo qu'ella va tener que faer: cómo se va identificar nel mundu. Y creo que, en gran midida, eso básase en cómo'l mundu identificar. Asina ye como yo identifiqué." Sobre la so fía diz:
"Si unu ye de múltiples races, tien un retu distintu, un retu únicu de tomar tou lo que yes, y sicasí atopar una manera d'identificase, y creo que de cutiu ye difícil pa nós", esplicó. "Yo identifico como una muyer "negra", pero siempres quixi integrar a la mio madre y el llau blancu de lo que soi tamién. Por escoyelo, de cutiu pregunté, 'Bonu, ¿eso fadría sentir como si tar invalidando por escoyer identificame más col llau negru de mi?'"
Dru Berrymore
Nicole Hilbig (Berlín, ) ye una actriz porno alemana conocida como Dru Berrymore.
Nicole Hilbig, primero trabayó como escenógrafa en Los Angeles, enantes d'empezar la so carrera na Llucha Llibre erótica y table dancie. Dempués Nicole nos EE.XX. a empiezos de la década de 1990 acreditada como "Dru Berrymore"(el so nome artísticu), volvió a Alemaña, y actuó al pie de " Helen Duval" na mesma serie porno. En 2004 recibió, xuntu con Steven St. Croix, AnneMarie, Taylor St. Clair, Savanna Samson, Dale DaBone y Mickey G un Premiu AVN pola "Meyor Escena de Sexu".
Nicole Hilbig tamién tuvo pequeños papeles en producciones d'Estaos Xuníos como "Baywatch" y "Die Hard 2". Amás, tuvo una curtia apaición na película de David Lynch "Carretera perdida". En Alemaña, apaeció nel reportaxe de televisión "Wa(h)re Liebe" de VOX pa un públicu más ampliu.
Anguaño, ella intenta, amás de la promoción de nuevos talentos, la comercialización directa al traviés del so sitiu web. Primeramente empezó como un esperimentu sexual con servicios d'acompañantes per tol mundu y, tamién con una distribuidora dempués de ser guionista.
El so seudónimu "Dru Berrymore" deber a la so semeyanza cola actriz Drew Barrymore.
Tuvo un pequeñu papel na película "Lost Highway" de David Lynch, onde se-y acredita como "Roxa nes Escaleres".
Bibi Besch
Bibiana "Bibi" Besch (1 de febreru de 1940 – 7 de setiembre de 1996) foi una actriz cinematográfico y televisivo estaunidense d'orixe austriacu.
Nacida en Viena, Austria, la so madre yera l'actriz teatral y cinematográfico Gusti Huber, que trabayó en filmes alemanes nos años de la Segunda Guerra Mundial y qu'emigrara d'Austria a los Estaos Xuníos mediada la década de 1940. El padrastru de Besch foi Joseph Besch, un executivu radiofónico y antiguo capitán del Exércitu de los Estaos Xuníos. Bibi Besch tuvo dos hermanes, Drea y Christina, y un hermanu, Andrew. Crióse en Mount Kisco, Nueva York, y estudió nes escueles elementales y high schools de dicha población. Más palantre camudóse a la ciudá de Nueva York. 
Amás de la so carrera nel mediu teatral, Besch trabayó en producciones televisives d'emisión nacional, como foi'l casu de la miniserie de 1979 "Backstairs at the White House". Otres producciones televisives nes qu'intervieno fueron "The Secret Storm", "The Edge of Night", "Love is a Many Splendored Thing" y "Somerset". 
Probablemente'l so papel más famosu foi'l de la Dra. Carol Marcus, la madre de David, el fíu del Almirante James Tiberius Kirk en "". Tamién tuvo'l pequeñu papel de la bien odiada "Belle Marmillion" nel ésitu "Steel Magnolies". Otres cintes nes qu'actuó Besch fueron "The Day After" (de Nicholas Meyer), "Mrs. Delafield Wants to Marry" (con Katharine Hepburn), "Victory at Entebbe", "Date with an Angel", "Centerfold: The Dorothy Stratten Story" y "Tremors".
En 1992 recibió la primer nominación a los Premios Emmy pol telefilme "Doing Time on Maple Drive", nel que trabayaba Jim Carrey. Un añu dempués foi nomada nuevamente al Emmy pol so papel de la neurótica madre de Janine Turner, 'Jane O'Connell', na serie de la CBS "Doctor n'Alaska". 
Bibi Besch siguió actuando pal cine y la televisión, incluyendo ente otres producciones "ER" y "Melrose Presta", hasta'l momentu del so fallecimientu en 1996, asocedíu a los 56 años d'edá en Los Angeles, California, por causa de un cáncer de mama. Los sos restos fueron encenraos, y les cenices apurríes a los sos allegaos.
Besch foi la madre de la tamién actriz Samantha Mathis.
Ted Bessell
Ted Bessell (20 de marzu de 1935 – 6 d'ochobre de 1996) foi un actor estaunidense.
Nacíu nel vecinderu de Flushing, na ciudá de Nueva York, Bessell empobinóse nun principiu pa siguir una carrera dedicada a la música clásica, y a los 12 años tocó'l pianu nun recital nel Carnegie Hall. 
Sicasí, en graduándose en 1958, Bessell centrar na interpretación. Estudió con Sandford Meisner nel Neighborhood Playhouse, estudiando danza y movimientu dramáticu con Martha Graham y Louis Horst, foi miembru d'una clase d'interpretación profesional so la dirección de Meisner, y trabayó con Wynn Handman n'otru grupu interpretativu profesional. 
Actuó y dirixió teatru de branu interpretando un ampliu espectru d'obres, que tomaben dende Shakespeare a Jule Styne. Foi entós escoyíu p'actuar en Nueva York na obra "The Power of Darkness," lo cual facilitó-y otros trabayos col Blackfriars Guild. Tamién foi co-productor al pie del so hermanu, l'escritor y direutor Frank Bessell, de la obra de Joe Orton "Crimes of Passion," empobinada por Michael Kahn. 
Bessell viaxó a Los Angeles, California, pa trabayar na producción de la obra de Thomas Wolfe "Look Homeward, Angel," pola cual recibió bones crítiques. Tres ello actuó nos filmes "The Outsider", con Tony Curtis, y "Lover, Come Back", con Rock Hudson y Doris Day. 
En 1962 Bessell interpretó a Tom-Tom DeWitt na serie televisiva de la NBC "It's a Man's World", xuntu a Glenn Corbett, Michael Burns, y Randy Boone. En 1966 trabayó con regularidá na producción protagonizada por Jim Nabors "Gomer Pyle, O.S.M.C.". Bessell trabayó en llargumetraxes como "McHale's Navy Joins The Air Force" y "Don't Drink the Water (USAR en zona rusa)", con Jackie Gleason y Estelle Parsons. Tamién trabayó nel telefilme "Your Money Or Your Wife." 
El papel más conocíu de Bessell foi'l de Donald Hollinger, l'amigu de Marlo Thomas na serie "That Girl," la cual emitióse cinco temporaes ente 1966 y 1971. Cuando la mesma llegó al so fin, Bessell actuó n'otru sitcom, "Me and the Chimp," creáu por Garry Marshall, y que s'emitió en 1972 ensin nengún ésitu.
Hasta 1977 nun volvió trabayar nun sitcom, nesti casu "The Mary Tyler Moore Show," col papel de Joe Warner. 
Nos años ochenta Bessell actuó en dellos telefilmes, incluyendo "Breaking Up Is Hard to Do" y "The Acorn People." Tamién trabayó con regularidá nun par de series inusuales, "Good Time Harry" y "Hail to the Chief," como l'home del personaxe de Patty Duke, la so última interpretación d'importancia. 
Bessell pasar a la dirección, faciéndose cargu d'episodios de "The Tracey Ullman Show" y "Sibs". En 1989 compartió un Emmy como productor de "Tracey Ullman". 
Ted Bessell finó en 1996 en Los Angeles, California, por causa de un aneurisma d'aorta. Nesi momentu taba preparando dirixir la versión pa la gran pantalla de la serie "Bewitched." Foi soterráu nel Campusantu Woodlawn de Santo Mónica (California).
Joe Besser
Joe Besser (Missouri, 12 d'agostu de 1907 - North Hollywood, 1 de marzu de 1988), foi un actor y humorista teatral y cinematográficu estaunidense, d'orixe xudíu.
Dende edá bien temprana fua animáu pola so familia pa dedicase a l'actuación. En dalgún momentu inclusive llegó a comentar: ""aprendí más nel teatru que na escuela"". La so carrera empezó en 1928 y dedicóse dafechu a la comedia. 
Yá enantes de xunise a Los Trés Chiflados en sustitución de Shemp Howard en 1956, yera conocíu y actuara en distintos filmes ya inclusive en dellos programes de televisión. 
Joe yera tamién famosu pol so personaxe denomináu "Stinky" nel Show de Abbott y Costello (actuó en 13 episodios), y pola voz de "Babu" na tira humorística "Jeannie" de Hanna Barbera. 
A fines de los años 30, Columbia Pictures ufiertó-y a Besser un contratu esclusivu y allugar en películes y comedies curties. Fixo'l so debú en pantalla nun curtiu de 1938, "Cuckoorancho". Los sos creitos en Columbia inclúin "Hey, Rookie!" (1944) con Ann Miller y Larry Parks, y "Eadie Was a Lady" (1945) y "Talk About a Lady" (1946) dambes con Jinx Falkenburg. En delles de les sos comedies curties ve facer un dúo risible con Jim Hawthorne.
Joe non socializó enforma mientres les sos hores de trabayu, ya inclusive dempués. Diba directu al granu cuando se trataba d'actuar. Y escasamente Besser tomaba la iniciativa pa trabar nueves amistaes. Solamente diba al estudiu, faía'l so trabayu y tornaba a la so casa pa dedicase a una vida sele. No que fai a la so asociación colos Chiflados, con quien nun se vio fora de la pantalla, Joe nun tenía más que prestoses alcordances. Besser remembra, "Moe y Larry fueron grandes. Prestámonos enforma y nun tuvi problemes con ellos. Conocer de cuando taben con Ted Healy, y dempués d'esa dómina, siguí les sos carreres. Toi contentu d'habeme xuníu a los Chiflados y nunca pené d'ello." 
Sicasí, el so humor descomanadamente inocente y un tanto amanerado nun s'afixo del tou al tipu de comedia que polo xeneral tuvieron Los Trés Chiflados en tola so carrera anterior. Anque'l so ingresu dio-y vitalidá y enerxía al grupu, yá de por sí bastante zurdíu por cuenta de los dos muertes anteriores.
Joe Besser alloñar del grupu a principios d'esi añu, cuando la so esposa sufrió un infartu, y de ende d'equí p'arriba participó en películes de la 20th Century Fox, en comedies de Jerry Lewis y en munchos shows televisivos de la década del 60, principalmente nel show de Joey Bishop.
Ye reconocible en dos películes del dúo risible Abbott y Costello: en "Africa Screams" (1949), onde curiosamente actúa al pie de Shemp Howard, y en "Abbott and Costello meet the Keystone Kops" (1954), onde fai curtios cameos.
Ente los sos pasatiempos, gustába-y construyir xuguetes pa da-y los a los mozos del so barriu. Joe Besser yera tamién bien aficionáu a les presentaciones de maxa.
Los sos comediantes favoritos yeren Jack Benny y Abbott y Costello, y Ann Miller la so elección como actriz. Joe nun vio tolos curtios que fixo colos Chiflados, pero'l so favoritu yera "Flying Saucer Daffy" (1958). Sicasí los sos almiradores prefieren "Hoofs and Goofs" (1957) y "A Merry Mix-Up" (1957).
El 1 de marzu de 1988, Joe Besser foi atopáu muertu na so residencia de North Hollywood d'un ataque al corazón, tenía 80 años d'edá. Catorce meses más tarde, la so esposa Ernie finó d'un shock séptico el 1 de xunetu de 1989.
"Amo trabayar pa neños. Ellos son los mios meyores almiradores, la mio meyor audiencia y los mios meyores amigos.", dixo. "La mio emoción más grande ye que los neños gusten de mi. Mientres esto asoceda, voi tar fechu."
Foi l'únicu miembru de Los Trés Chiflados n'usar el so nome real pal nome del so personaxe.
James Best
Jules Frankin Guy, más conocíu como James Best (Powderly, Kentucky, 26 de xunetu de 1926 - Hickory, Carolina del Norte, 6 d'abril de 2015), foi un actor, productor, direutor, escritor, cantante, actor de voz y profesor estaunidense.
Nació en Kentucky, en 1926. La so madre yera la hermana de Ike Everly, padre del dúo pop los Everly Brothers. La so madre morrió en 1929, y foi mandáu a vivir a un orfanatu. Más tarde foi adoptáu pola familia Best y foise a vivir con ellos en Corydon, condáu de Harrison, nel sur de Indiana.
En 1959 casóse con Jobee Ayers, y la pareya tuvo dos fíos, Janeen y Jojami. La pareya divorcióse en 1977. Best tamién tenía un fíu, Gary Best, del so matrimoniu anterior. En 1986 casóse con Dorothy Best. Yera tíu de la modelu Jennifer Lyons y suegru del cantante Michael Damián.
Los sos primeros papeles en películes fueron: Sam en "Arguyu de comache", Cole Younger en "Los asaltantes de Kansas", Frank Addison en "Peggy", Jerry Connell en "Air Cade"t y Joe Rakich en "Steel Town". 
Dalgunes de les sos participaciones en cine son: "Black Gold", "Corredor ensin torna", "La revancha de Clint Cooper", "Espueles negres", "Trés nun sofá", "Xavazs", "L'espresu de Corea", "Asina empezó Hollywood", "The Brian Machine", "Raney", "Death Mask"," Hot Tamale", "La lleenda de Moondance Alexander"," Return of the Killer Shrews" y "The Sweeter Side of Life".
Fíxose bien popular cola serie The Dukes of Hazzard, onde interpretó al Sheriff Roscu P. Coltrane mientres el periodu 1979 a 1985
James Best finó'l 6 d'abril de 2015, en Hickory, Carolina del Norte, por entueyos de la neumonía que carecía. Best tenía 88 años. Sobrevíven-y el so tres fíos y la so esposa, Dorothy.
Willie Best
William "Willie" Best (27 de mayu de 1916 – 27 de febreru de 1962), dacuando acreditáu como Sleep n' Eat, foi un actor cinematográfico y televisivo de nacionalidá estaunidense.
Best foi unu de los primeros actores y comediantes cinematográficos afroamericanu|afroamericanos que consiguieron la popularidá, anque'l so trabayu, al igual que nel casu de Stepin Fetchit, ye en dalgunes causes fonte de crítiques por interpretar a un estereotipu de personaxe vagu, analfabetu, y/o inocente. De los 124 títulos nos cualos trabayó, apaeció nos creitos de siquier 77 d'ellos, un fechu inusual pa un intérprete de pequeños papeles.
Nativu de Sunflower, Mississippi, Best llegara a Hollywood como xofer d'una pareya pasando unes vacaciones, y empezó la so carrera artística nun espectáculu itinerante nel sur de California. En siendo afayáu por un cazatalentos, empezó a trabayar nes películes de Hollywood como actor de calter.
Best actuó en más de cien film ente les décades de 1930 y 1940. Anque delles fontes afirmen que mientres años foi namái acreditáu como “Sleep n’ Eat,” Best apaeció con esi llamatu en namái cinco películes: el so primer filme, de Harold Lloyd, "Feet First"; "The Monster Walks" (1932); "Kentucky Kernels" y "West of the Pecos" (dambes de 1934) y "Murder on a Honeymoon" (1935)). Darréu apaecía de normal nos creitos como “Willie Best” o “William Best.”
Best pasó alternativamente de ser envaloráu como un gran payasu a ser criticáu, compadecido y, finalmente, virtualmente escaecíu. Hal Roach dicía d'él que yera unu de los mayores talentos que conociera. De manera similar, Bob Hope dicía que yera "el meyor actor que conozo," cuando dambos coincidieron en "El castiellu malditu" en 1940.
Como intérprete de pequeños papeles, Best, como munchos actores negros de la dómina, foi escoyíu con regularidá pa encarnar a trabayadores domésticos o del sector servicio. Sicasí, nel casu de Best yera inusual que los sos papeles reflexárense casi siempres nos títulos de creitu, circunstancia que nun se daba n'otros intérpretes de pequeños papeles nes décades de 1930 y 1940. Asina, por casu, Walter Brennan fixo 125 películes ente 1930 y 1939, anque solamente acreditáronse 57 de les sos actuaciones.
La carrera de Best foi tamién inusual pol fechu de qu'en más de 80 de los sos filmes el so personaxe tuviera un nome específicu, en cuenta de cuntar con descripciones simples como ‘camareru del serviciu d'habitaciones’ o ‘mochachu limpiabotas’), y tou ello a partir de la so segunda película. En comparanza, Lucille Ball nun tuvo un personaxe con nome propiu hasta la so decimocuarta cinta, y actores de pequeños papeles como Robert Dudley y Ethelreda Leopold escasamente tuvieron daqué más qu'una somera descripción de los sos personaxes. 
Best encarnó a “Chattanooga Brown” en dos películes de Charlie Chan, "The Red Dragon" (1945) y "Dangerous Money" (1946). Tamién foi “Hipp” en trés de los seis filmes de RKO Pictures en redol al personaxe Scattergood Baines protagonizaos por Guy Kibbee: "Scattergood Baines" (1941), "Scattergood Survives a Murder" (1942), y "Cinderella Swings It" (1943). 
Best fíxose conocíu ente'l públicu televisivu pol so papel de Charlie, l'ascensorista, nel show de la CBS "My Little Margie", emitíu ente 1953 y 1955.
Otru papel televisivu foi'l de Willie, el criáu y manines, amás de bon amigu del personaxe del títulu, na serie de la ABC "The Trouble with Father", actuando a lo llargo de tola trayectoria del show ente 1950 y 1955.
Willie Best finó en 1962 na Motion Picture Country Home de Woodland Hills (Los Angeles), California, por causa de un cáncer. Tenía 45 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Valhalla Memorial Park de Los Angeles.
Paul Bettany
Paul Bettany (Shepherd's Bush, Londres; 27 de mayu de 1971) ye un actor de cine, televisión y teatru inglés. Foi candidatu al . y ye conocíu pola so participación en películes como "A Beautiful Mind" (2001), "" (2003), "Wimbledon" (2004), "El códigu Da Vinci" (2006), "The Secret Life of Bees" (2008) y en "Legion" (2009) y amás pola so participación en diverses películes del Universu cinematográficu de Marvel.
Les sos películes más esitoses comercialmente fueron "Los Vengadores" (2012) con mil quinientos millones de dólares a nivel mundial, la secuela (2015) con mil cuatrocientos millones, Iron Man 3 (2013) con mil doscientos millones y "El códigu Da Vinci" con 758 millones de dólares en tol mundu.
Paul Bettany, fíu de Thane Bettany y Anne Kettle, nació nel barriu londinense de Shepherd's Bush, nel senu d'una familia d'actores de teatru. Creció na ciudá de Hatfield, nel condáu de Hertfordshire, onde'l so padre daba clases nuna escuela. Tien una hermana mayor llamada Sarah y tuvo un hermanu menor llamáu Matthew que morrió nun accidente a los ocho años, en cayendo dende'l techu d'un edificiu. Depués d'esti socesu, los sos padres divorciáronse y él camudóse a vivir solo a Londres, onde foi un músicu caleyeru enantes d'empecipiar los sos estudios nel Drama Centre London en 1990.
Empecipió la so carrera interpretando papeles en televisión y teatru, protagonizando distintes obres na Royal Shakespeare Company. El so debú cinematográficu foi nun pequeñu papel en "Bent" (1997), xuntu a Clive Owen, Ian McKellen y Jude Law. Empezó a tener papeles protagonistes en cintes como "Ganster Nº1" (2000) y "Kiss Kiss (Bang Bang)" (2000) onde coincidió col so gran amigu Stellan Skarsgard, col que más tarde volvería trabayar en "Dogville" (2003), película del direutor danés Lars Von Trier, ceador del llamáu cine dogma, y protagonizada por Nicole Kidman.
La so primer apaición nun ésitu de taquilla foi gracies a "Destín de caballeru" (2001), xuntu a Heath Ledger. Dempués de que la direutora de casting Jane Jenkins contratar pal filme de Ron Howard "A Beautiful Mind" (2001), protagonizada por Russell Crowe y pola que foi candidatu al , volvió coincidir con Crowe en "" (2003), película que-y valió una candidatura al . Tres l'ésitu d'estes películes, el so nome empezó a sonar con fuerza cuando protagonizó xuntu a Kirsten Dunst la comedia "Wimbledon" (2004), anque la so consagración foi gracies al personaxe de "Silas" na famosa película "The Da Vinci Code", na que compartió cartelu con Tom Hanks y Audrey Tatou, trabayando per segunda vegada a les ordes de Ron Howard. La cinta recaldó más de 750 millones de dólares nes taquilles de tol mundu.
Dempués d'esti ésitu mundial, intervieno en papeles secundarios. En 2008 estrenó "Inkheart", protagonizada por Brendan Fraser y Helen Mirren, y esi mesmu añu participó na película Iron Man dando voz a la intelixencia artificial de Tony Stark J.A.R.V.I.S. Depués participó en "The Secret Life of Bees" (2008) y en "The Young Victoria" (2009), na cual compartió cartelu con Emily Blunt. En 2010 estrenó "Lexón" (2010), ensin demasiao ésitu. Amás, esi mesmu añu volvió como J.A.R.V.I.S. na superproducción "Iron Man 2" (2010); el filme foi allabáu pola prensa cinematográfica. Más tarde llegaríen "Priest" (2011) y "The Tourist" (2010), al llau de Johnny Depp y Angelina Jolie. Depués volvió como J.A.R.V.I.S. pa la película Los Vengadores (2012) y para Iron Man 3 (2013).
Bettany volvió trabayar al pie de Johnny Depp na película de 2014 "Transcendence", na que tamién participó Morgan Freeman, y en "Mortdecai", co-protagonizada por Depp, Gwyneth Paltrow y Ewan McGregor. En 2015 apaeció na película "Legend" con Tom Hardy y Emily Browning y na secuela de Los Vengadores, , onde amás de dar voz a J.A.R.V.I.S interpreta físicamente al superhéroe Visión.
Mientres un tiempu tuvo problemes coles drogues, llevándo-y a tener diversos fregaos n'hoteles y aviones, polos cualos decidió poner fin de la so adicción. En "A Beautiful Mind" (2001) conocería a la qu'anguaño ye la so muyer, la tamién actriz Jennifer Connelly, cola que se casó'l 1 de xineru de 2003, en Escocia, nuna ceremonia conformada del so círculu d'amigos y familiares más cercanos. Tuvo'l so primer fíu con Connelly n'agostu d'esi mesmu añu, llamáu Stellan, n'honor al so amigu, l'actor Stellan Skarsgard. Amás, ye'l padrastru de Kai, el fíu mayor de Jennifer Connelly, y motivu pol cual viven en Nueva York. El 31 de mayu de 2011 tuvieron el so segundu fíu, una neña llamada Agnes Lark. Bettany, que foi criáu como católicu, ye anguaño atéu.
Turhan Bey
Turhan Bey (30 de marzu de 1922 – 30 de setiembre de 2012) foi un actor cinematográficu d'orixe austriacu, activu en Hollywood dende 1941 a 1953. Llamáu "The Turkish Delight" polos sos almiradores, a la so vuelta a Europa llevó a cabu una carrera artística como fotógrafu y direutor teatral. Volvió de volao a Hollywood pa recibir un premiu, y fixo delles actuaciones televisives como artista convidáu nos años 1990, amás de participar en delles producciones cinematográfiques. Una vegada retiráu, intervieno en dellos documentales, ente ellos unu en llingua alemana alrodiu de la so vida.
El so verdaderu nome yera Turhan Gilbert Selahattin Sahultavy, y nació en Viena, Austria, siendo los sos padres un diplomáticu turcu y una checoslovaca d'orixe xudíu. Cola anexón d'Austria a la Alemaña Nazi y tres el divorciu de los sos padres, él y la so madre emigraron a Estaos Xuníos en 1940, asitiándose en Los Angeles y llogrando la ciudadanía americana.
Bey estudió interpretación na Ben Bard's School of Dramatic Art y formó parte del Pasadena Playhouse. Mientres allegaba a clases p'ameyorar el so inglés, participó na obra teatral d'un profesor. Ente'l públicu atopaba un cazatalentos de Warner Brothers que quedó impresionáu con Bey, y que lo contrató dándo-y el nome artísticu de Turhan Bey. Debutó nel cine con "Shadows on the Stairs", de D. Ross Lederman (con Frieda Inescort, Paul Cavanagh y Heather Angel), actuando dempués en "Footsteps in the Dark", de Lloyd Bacon (con Errol Flynn, Brenda Marshall y Ralph Bellamy), dambes producciones estrenaes en 1941.
Bey actuó de cutiu con María Montez, trabayando dambos en filmes como "Raiders of the Desert", "Arabian Nights", "White Savage", "Ali Baba and the Forty Thieves", "Bowery to Broadway", "Follow the Boys", y "Suden". Otres películes destacaes nes cualos actuó fueron "Night in Paradise", "The Amazing Mr. X" y "Out of the Blue". Gracies a tou ello, en 1944 fíxose una votación pa "Stars of Tomorrow" que-y dio'l novenu puestu ente otres estrelles.
La carrera de Turhan tornó a finales de los años 1940 y, en rodando'l filme de Sam Katzman "Prisoners of the Casbah" en 1953, volvió a Viena y vivió cola so madre al empar que trabayaba como fotógrafu de revistes femenines. Turhan foi de nuevu a los Estaos Xuníos a principios de la década de 1990 y actuó en dos episodios de la serie televisiva de ciencia ficción "Babylon 5", según en dellos filmes, como "Possessed by the Night", de Fred Olen Ray (1994, con Shannon Tweed, Sandahl Bergman y Chad McQueen) y "Virtual Combat", de Andrew Stevens (la so última cinta, en 1995, con Don Wilson y Michael Dorn). En 2002 rodóse un documental sobre Turhan, "Vom Glück verfolgt. Wien - Hollywood - Retour", dirixíu por Andrea Eckert. 
Turhan Bey finó en 2012 en Viena, Austria, por causa d'una enfermedá de Parkinson. Los sos restos fueron encenraos.
Beyoncé
Beyoncé Giselle Knowles-Carter, (Houston, Texas, 4 de setiembre de 1981) conocida como Beyoncé, ye una cantante, compositora, baillarina y actriz d'Estaos Xuníos. Nacida y criada en Houston, Texas, presentar en diversos concursos de cantar y baille cuando yera neña y saltó a la fama a finales de los años 1990 como vocalista principal del grupu femenín de R&B, Destiny's Child. Remanáu pol so padre, Mathew Knowles, el grupu convertir n'unu de los grupos de moces con mayores vientes de la hestoria. El so receso vio'l llanzamientu del álbum debú de Beyoncé, "Dangerously in Love" (2003), que consagrar como artista solista en tol mundu; vendió 11 millones de copies, ganó cinco premios Grammy y cuntó colos senciellos númberu unu del "Billboard" Hot 100, «Crazy in Love» y «Baby Boy».
Tres la disolución de Destiny's Child en 2005, Beyoncé llanzó'l so segundu álbum d'estudiu, "B'Day" (2006), que contenía los ésitos «Déjà Vu», «Irreplaceable» y «Beautiful Enguedeyar». Tamién incursionó nes actuaciones en cine, con un papel nomáu al Globu d'Oru en "Dreamgirls" (2006), y papeles protagónicos en "The Pink Panther" (2006) y "Obsessed" (2009). El so matrimoniu col raperu Jay-Z y la so actuación como Etta James en "Cadillac Records" (2008) influyeron nel so tercer álbum, "I Am... Sasha Fierce" (2008), que vio la nacencia de la so álter ego, Sasha Fierce y llogró el récord de en 2010, incluyendo por «Single Ladies (Put a Ring on It)». Beyoncé tomóse un descansu de la música en 2010 y fíxose cargu de la xestión de la so carrera; el so cuartu álbum "4" (2011) foi darréu de tonu más nidiu, esquizando'l funk de los años 1970, el pop de los años 1980, y el soul de los años 1990. El so quintu álbum d'estudiu, "Beyoncé" (2013), foi aclamáu pola crítica y estremóse de los sos llanzamientos anteriores pola so producción esperimental y l'esploración de temes más escures.
Una autodenominada "feminista contemporanea", los cantares de Beyoncé caracterícense de cutiu por temes d'amor, les relaciones, y la monogamia, según la sexualidá y tomar de poder femenina. Nel escenariu, les sos dinámiques y altamente coreografiadas actuaciones llevaron a los críticos a aclamala como una de los meyores artistes de la música popular contemporanea. A lo llargo d'una carrera que toma 16 años, ganó 20 premios Grammy y vendíu más de 75 millones de discos como solista, y otros 60 millones con Destiny's Child, faciendo d'ella una de les . La Recording Industry Association of America reconoció a Beyoncé como l'artista certificada númberu unu d'Estaos Xuníos mientres la década del 2000. En 2014, allugar nel visu de la llista de "Forbes", y convirtióse na música negra meyor pagada na hestoria. Foi incluyida na llista de la revista "Time" de les 100 persones más influyentes del mundu en 2013 y 2014. Ella ye conocida por munchos como Queen B y ye un iconu de la moda.
Beyoncé Knowles nació'l 4 de setiembre de 1981 en Houston, Texas, Estaos Xuníos. Ye la fía mayor de Tina y Mathew Knowles. Los sos güelos maternos, Lumis y Agnez Dereon, yeren francófonos de Luisiana. Tien una hermana menor, Solange Knowles.
De mozu entró a un concursu de talentos, onde interpretó'l cantar "Imaxine" de "John Lennon", ganando asina'l primer llugar. Mientres una entrevista dempués del eventu preguntóse-y ónde aprendiera a cantar, afayando asina la so participación en SAVAPA Music.
Conoció y fíxose amiga de Kelly Rowland, que la so madre trabayó pa la familia Knowles; quien, entós daquella vivíen na mesma casa. Viendo que la intención de la neña de dedicase a la música yera seria, Mathew Knowles, padre de Beyoncé, empezó a buscar un sellu musical. Viendo como'l so trabayu perbién pagu yera rebaxáu pola so empresa, lo qu'afectó a tola familia. L'arriendu amenorgar a la metá d'ellos y tuvieron que treslladase a dos apartamentos. Cuando'l tríu robló con "Columbia" en 1996, dio a la familia una segunda oportunidá p'ameyorar la situación. "Time" tamién incluyó a Knowles na so llista de les "100 Persones Más Influyentes nel Mundu".
Na so adolescencia , Beyoncé estudió na "Escuela Secundaria pa la Realización y Artes Visuales", en Houston, onde amosó'l so talentu musical. Más tarde, dirixir a la "Alief Elsik Alto School", tamién en Houston.
Tres diverses andadures actuando como telonera na so ciudá natal, LeToya Luckett, Kelly Rowland, Beyoncé Knowles y LaTavia Roberson salten a la fama como Destiny's Child. Col pasu del tiempu, el grupu pasa a ser un tríu, quedando solu Beyoncé y Kelly ya incorporando a Michelle Williams. Con esti formatu algamaron el cume.
Munchos de los ésitos de Destiny's Child, con más de 60 millones de discos vendíos en tol mundu, fueron co-escritos y co-producíos pola mesma Beyoncé. En 2004 el grupu volvió xunise pa realizar el discu "Destiny Fulfilled", col qu'algamaron los primeros puestos nes llistes d'ésitos colos senciellos "Lose My Breath" y "Soldier". En 2005, pa rematar la carrera del grupu, sacaron "1#'s", una escoyeta de tolos sos ésitos con trés nueves cantares: "Stand Up For Love"; "Check on It", solo Beyoncé cola collaboración de "Slim Thug" y "Feel The Same Way I Do".
Nel 2001, convertir na primer muyer afroamericana en recibir el premiu "El compositor del añu" de la Sociedá estaunidense de Compositores y la segunda muyer n'Autores y Editores. Beyoncé, tamién s'incluyó numberoses vegaes na llista de les 50 muyeres más sexys del mundu.
En xunu de 2003, Beyoncé llanzó'l so primera álbum d'estudiu como solista, "Dangerously in Love". L'álbum estrenar nel Billboard 200 na primer selmana llegando directamente al primer llugar, con una vienta de 317.000 copies na primer selmana. Foi certificáu de platino un mes más tarde, el 26 de xunetu de 2003. El primera senciellu, "Crazy in Love", cola participación especial del raperu Jay-Z, convirtióse rápido n'unu de los más grandes ésitos d'esi branu (y de too l'añu), permaneciendo nel visu de la llista Billboard Hot 100 por 8 selmanes consecutives. "Dangerously in Love" llegó tamién al nº 1 de les llistes del Reinu Xuníu y Canadá. L'álbum vendió más de 11 millones de copies nel mundu, con 4 millones de copies vendíes namái n'Estaos Xuníos. Cuando'l so primera senciellu y el so álbum algamaron el primer llugar nos EE.XX. y el Reinu Xuníu, Beyoncé convertir na primer artista que llograba esto dende The Beatles, Simon and Garfunkel y Rod Stewart nos años 60 y 70. Beyoncé foi, poro, una de los artistes que más discos vendió en 2003.
"Crazy In Love" foi'l so primera senciellu, que cuntó cola collaboración de "Jay-Z", foi co-producíu por Beyoncé y Rich Harrison. "Jay-Z" devuelve a Beyoncé el favor d'esta nel so ésitu "Bonnie & Clyde 03". Con un ritmu que Beyoncé defini como "¡tan potente que te duel el corazón!", "Crazy in Love" trata alrodiu de esi momentu nel que te das cuenta de que te tas namorando y tienes una pinta estraña, anque en realidá te da igual. L'abandonu sigue en "Speechless", producíu por Fanatic. "En cuanto escuché la tema inspiróme", almite. "Ye bien sexy, bien sensual. El tipu de balada que nunca fixera hasta agora. ¡Una tema p'aumentar l'índiz de natalidá!"
A finales de branu, "Baby Boy", el segundu senciellu de "Dangerously in Love", tuvo la participación especial de "Sean Paul", empezó a aumentar nes llistes y convirtióse n'unu de los más grandes ésitos de 2003, qu'apoderó les frecuencies de radiu na seronda de 2003: 9 selmanes nel primer llugar - una selmana más que "Crazy in Love".
El tercer senciellu, "Me Myself and I", algamó'l #4 en Billboard Hot 100 y Top 10 nes llistes mundiales.
A finales de 2003, llanzóse'l cuartu senciellu, "Naughty girl", col cual repitió ésitu, #3 en Billboard Hot 100 y nes llistes européu y mundial.
Na ceremonia de los "Premios Grammy" en 2004, Beyoncé ganó 5 Grammys pol so trabayu en solitariu. Estos premios inclúin "Meyor Actuación Vocal Femenina", "R&B por Dangerously In Love 2", y "Meyor Álbum de R&B contemporaneu".
"B'Day" ye'l so segundu álbum como solista y diose a conocer en tol mundu'l 4 de setiembre de 2006, pa celebrar el cumpleaños númberu 25 de Beyoncé. Esti nuevu álbum inclúi cantares nuevos co-escrites y producíes por Knowles. "Déjà Vu" ye'l primera senciellu del álbum, y cuenta cola participación especial del raperu "Jay-Z" y de Rodney Jerkins. Otros co-productores de "B'Day" son: Rich Harrison, The Neptunes y Swizz Beatz. Knowles terminó'l trabayu sobre'l so segundu álbum en solitariu en dos selmanes.
El primera senciellu, "Déjà Vu", llogró ingresar nel Top 5 de los Estaos Xuníos y algamó el #1 de R&B nes llistes del mesmu país. Tamién algamó'l #1 nel Reinu Xuníu.
El segundu senciellu, "Ring the Alarm", foi llanzáu n'Internet el 8 d'agostu de 2006. El videu llanzóse'l 16 d'agostu en Yahoo.com. La tema trata sobre la obsesión d'ella por non dexar escapar a la so pareya, col que ta por dineru, polo que nun-y interesa qu'esti llargar con otra yá que se terminaríen los luxos.
Poco dempués, la diva llanzó'l so segundu senciellu internacional y terceru n'Estaos Xuníos llamáu "Irreplaceable", que foi unu de los sos mayores ésitos de la so carrera, tuvo 10 selmanes en primer llugar nos Estaos Xuníos. Nesta tema (qu'escribió rápido dempués d'un día de rodaxe de la película Dreamgirls inspirándose na situación que vivía'l so personaxe, Deena Jones, col so home) Beyoncé déxalu claro a la so pareya que puede dise, que nun-y precisa y que nun piensa siguir aguantando a daquién como él.
"Upgrade O", ye'l tercer senciellu internacional, y cuartu en EE. UU. El cantar cunta cola collaboración musical de "Jay-Z" y foi llanzada mientres el primer cuatrimestre de 2007.
En 2007, Beyoncé llanzó "B'Day" Deluxe Edition, una versión especial de "B'Day" que tien un discu doble. Foi na "Deluxe Edition" que llanzó "Beautiful Enguedeyar", un cantar que nun taba na primer edición del álbum. A pesar de les distintes versiones de la música (incluyendo una versión en solitariu de Beyoncé, una versión n'español y un remix), que resultó solo cola participación de la cantante colombiana "Shakira" y convirtióse n'unu de los grandes ésitos de 2007 (saltó del #93 al #3 nel Hot 100 d'USA y aportó a #1 mundial). Na entrega de los dos VMA ganó'l premiu a meyor dúo de 2007.
"Get Me Bodied" y "Green Light" fueron el quintu y sestu senciellu de "B'Day" (n'EE.XX. y Europa respectivamente). De "Get Me Bodied" fixéronse tres versiones. La primera alcuéntrase en "B'Day" y la segunda en B'Day (Deluxe Edition), siendo igual a la que s'atopa en "B'Day" pero más estendida, que escoyóse pal video del mesmu nome. Y la última versión ye un remix de "Timbaland" col raperu llatinu "Voltiu". Anque "Get Me Bodied" nun foi'l gran ésitu de la diva, entró en "Billboard Hot 100" ocupando posiciones bastante alzaes muncho primero de ser nomáu como senciellu. Per otru llau, a "Green Light" antepúnxose-y un fragmentu del cantar "Kitty Kat" (la cual alcuéntrase en "B'Day") pa faer el respectivu videu col nome de ""Kitty Kat" & "Green Light"".
Cabo destacar que Beyoncé, tamién llanzó'l restu de los vídeos que faltaben nel álbum, salvu "Resentment". Los vídeos son los siguientes: "Suga Mama"; "Check on It" siendo la banda sonora de la película "La Pantera Rosa"; "Welcome to Hollywood" que cunta cola collaboración del so home "Jay-Z"; "Freakum Dress"; "Listen" que foi la banda sonora de la película "Dreamgirls"; "Still in Love (Kissing You)" y "Flaws and All".
Xuntu a Alejandro Fernández, llanzó'l cantar "Amor Xitano", que foi escoyida como cortina de la telenovela de la programadora colombiana R.T.I. n'asociación con Sony International para Telemundo "El Foín".
"B'Day" vendió más de 6 millones de copies en tol mundu. L'álbum permaneció nes llistes alredor de dos años, convirtiéndose n'unu de los discos más vendíos de 2006 y 2007.
"I Am... Sasha Fierce" ye'l tercer álbum de la cantante. Foi llanzáu mundialmente el 18 de payares de 2008, anque en Xapón salió a la vienta una selmana enantes. El discu vendió más de 42.000 copies na so primer selmana en Xapón, entró nel nº1 n'Estaos Xuníos con 482.428 copies vendíes y asitióse nel nº1 mundial con un total de 591.000. L'álbum cunta con dos discos, nos que Beyoncé xuega cola personalidá de la so alter ego, Sasha Fierce.
Asina, el primer discu, (I Am...) cuenta con cantares nidios y dulces, ente que'l segundu discu, ("Sasha Fierce") inclúi temes más rítmiques y agresivos.
L'álbum cuntaría con senciellos dobles, esto ye, el primera senciellu, nun sería un cantar, sinón dos, una de cada discu. Asina Beyoncé sacó como primeros senciellos "If I Were a Boy " y "Single Ladies (Put a Ring on It)". El primeru convirtióse rápido nun ésitu n'Estaos Xuníos y Europa. Debutó nel nº9 na Llista Mundial y rápido asitióse nel nº1 mientres más d'un mes. Al cabu d'un tiempu "Single Ladies (Put a Ring on It)" esguiló posiciones nes llistes estadonidenses llegando al nº1, mientres delles selmanes consecutives, convirtiéndose na so nueva seña d'identidá. El cantar tamién trunfó n'Europa y por consiguiente na Llista Mundial, llegando al nº3.
Los segundos senciellos fueron "Diva" y "Halo". El primeru foi enfocáu a les radios urbanes estaunidenses, sicasí "Halo" foi'l que claramente espuntó llegando al nº3 na llista mundial, convirtiéndose asina nel tercer ésitu mundial del álbum.
El 21 de mayu de 2009 estrenóse'l videu "Ego". El cantar foi unviada a les radios urbanes estaunidenses consiguiendo una gran emisión. El cantar entró rápido nel "Top 40 de Billboard Hot 100".
El siguiente senciellu foi "Sweet Dreams", primero que'l video fora estrenáu'l cantar yá tenía un gran ésitu n'Europa y Australia. El cantar asitiar nel nº7de la llista d'ésitos Europeos, nº5 en R.O. y nº5 n'Australia.
Con al respective de Estaos Xuníos el cantar debutó nel nº12 de "Billboard Hot 100" y adulces foi esguilando asities selmana tres selmana, lo que llogra da-y a Beyoncé el so cuartu ésitu nesti discu.
Mientres tou 2009, Beyoncé realiza la xira "I Am... Tour", que resulta un ésitu en toos les ciudaes del mundu que visita. Cabo destacar que na so visita a España acompañólu la cantante Labuat como telonera.
En 2009 el discu ye reeditáu con nuevos cantares. Los senciellos escoyíos pa promocionar les reediciones son "Broken-Hearted Girl" y "Video Phone", esta postrera inclúi la collaboración de la cantante "Lady Gaga", cola que, Beyoncé collaboraría, darréu, nun cantar del so discu "The Fame Monster" llamada "Telephone", que'l so video foi unu de los más reproducíos en "You Tube".
El 31 de xineru de 2010, na ceremonia de la , Beyoncé ganó 6 de los 10 galardones a los que postulaba. Ente ellos atópense; "Cantar del añu", "Meyor interpretación vocal pop femenina", "Meyor cantar de R&B", "Meyor vocalista femenina de R&B", "Meyor álbum de R&B contemporaneu por "I Am... Sasha Fierce"" y "Meyor interpretación de R&B tradicional" con "At Last", convirtiéndose na muyer que más premios Grammy ganó nuna nueche.
El 4 de mayu de 2010 estrenóse'l video "Why Don't You Love Me", que'l so senciellu atopar nel álbum "I Am... Sasha Fierce" (Platinum Edition). Anque'l cantar nun foi llanzada como senciellu iguar p'algamar el puestu nº1 na llista"Billboard" Dancie/ Club Play Songs". Recibió un total de 5 nominaciones a los premios "MTV Video Music Awards 2010" pol so senciellu "Video Phone" nel que Lady Gaga collaboró."
Rap-Up confirmara que l'álbum sería llanzáu en 2011.
El 21 d'abril de 2011 llanzóse "Run The World (Girls)", el primera senciellu del so cuartu álbum d'estudiu, "4", el cantar yá s'atopa disponible en iTunes. El 1 de xunu salió a la lluz oficialmente'l so segundu senciellu "Best Thing I Never Had".
El mes de xunu de 2011 l'álbum de Beyoncé foi peneráu pola rede, tres dellos intentos de suprimir toles posibles descargues del álbum peneráu Beyoncé llanzó un mensaxe diciendo: " Supongo que munchos lo descargaron al tar ansiosos por escuchar los mios nuevos cantares". Finalmente l'álbum foi llanzáu'l 24 de xunu de 2011. En xunetu de 2011 foi publicáu nel so Twitter unos dibuxos pa promocionar l'álbum.
Nel mes d'agostu de 2011 publicó'l so nuevu videoclip "1+1" y nos MTV Video Music Awards esi mes, ganó'l premiu de Meyor coreografía con Run The World (Girls). Dempués de ganar el premiu Millenium de Billboard, Beyoncé decide sacar a la lluz trés de los sos nuevos videoclips; en primer llugar Countdown, depués Love on Top y finalmente Party. La prensa suxure que l'embaranzu de Beyoncé yera falsu en viendo los nuevos videoclips de Beyoncé, onde nun se vía rastru de la so barriga d'embarazada. Sicasí, Beyoncé desmentir sacando un videu onde se ría d'estos falsos rumores.
Mientres una entrevista Knowles dixo que ta escribiendo nuevu material pal so quintu álbum d'estudiu. Knowles tamién ta trabayando con The-Dream, Kanye West, Hit-Boy, Diane Warren, Miguel, Jay-Z, Swizz Beatz, Missy Elliott, Azealia Banks, Jo'zzy, y Ne-Yo. El 3 de febreru de 2013, presentar nel Super Bowl XLVII, que se celebró nel Mercedes-Benz Superdome en Nueva Orleans mientres el Pepsi NFL Halftime Show.
El 16 de febreru de 2013 Knowles publicó un llargumetraxe documental en HBO . La película, que Knowles dirixió y produció por si mesma, nél inclúyense escenes de la so infancia, el so papel como madre y muyer de negocios, grabando nel estudiu, ensayando pa les actuaciones en directu, y permediar la so vida familiar, incluyendo'l so regresu a los escenarios tres la nacencia de la so fía Blue Ivy, situaciones complicaes na so vida y el despidu del so padre como Manager. Nel documental tamién s'inclúin partes de la so presentación en Atlantic City. Knowles tamién protagonizó a reinar Alifaz nel filme d'animación en 3D "Epic", que foi estrenada por 20th Century Fox el 24 de mayu de 2013.
Dempués de realizar dichos trabayos cinematográficos Al traviés d'una entrevista depués de la so presentación nel Super Bowl beyoncé anuncia les primeres feches pal The Mrs. Carter Show World Tour xira mundial onde knowles encabezaría la llista de les xires mas recaldadores del 2013 con una pantalla rectangular xigante un arnés que la llevaría a una segunda tarima metanes l'ensame y una serie de vestuarios y coreografíes que sosprendieron a miles de persones en América del norte, Europa, Oceanía y sudamérica; pero entá nos nuevos proyectos del tour Knowles continua col so trabayu discográficu y decide dar a conocer el so Nuevu Álbum sorpresa. El xueves 12 d'avientu de 2013, Beyoncé que n'anteriores álbumes foi blancu de filtraciones, decidió publicar en sorpresa'l so quintu álbum. Foi un trabayu al que la cantante púnxo-y el so propiu nome, compuestu por 14 cantares y 17 vídeos musicales. L'artista rodó en tol mundu mientres un añu y mediu, pero la grabación inicial empezó dempués de qu'el escritores y productores axuntar so un mesmu techu en Los Hamptons, enclave de sablera de Nueva York, nel branu de 2012 pa vivir xuntos, trabayar xuntos y somorguiase nel so mundu y na so cabeza.
Los fans que crecieron cola artista, lo suficientemente maduros y con esperiencia de rellacionase col conteníu y les esperiencies compartíes, inspiren la música, con temes qu'esquicen l'amor, la perda, el mieu, la roxura, la honestidá, la felicidá, la sexualidá y l'enfotu.
Depués d'anunciar el so nuevu álbum BEYONCÉ decide anunciar mas feches pa "The Mrs cartter show world tour 2014" y dar a conocer el so nuevu álbum con un repertoriu y vestuariu dafechu distintu, les nueves feches estender hasta Europa y foi unu de los conciertos en rematar la vienta de la boletería en pocos minutos y recaldar finalmente 229.7 millones de dólares.
Enagora Beyoncé ye la primer muyer na hestoria de los charts en tener el so primer debú de cinco álbumes d'estudiu nel númberu unu. L'álbum debutó nel visu del Billboard 200, dando a Beyoncé el so quintu álbum consecutivu númberu unu nos EE.XX. Beyoncé recibió aponderamientos de la crítica y l'ésitu comercial foi inmediatu vendiendo un millón de copies dixitales en tol mundu en solu seis díes; Anque The New York Times señaló pocu convencional el llanzamientu del álbum de forma inesperada y como pocu significativa.Musicalmente l'álbum trata de temes más escures inexplorados na so obra enantes como " la bulimia, la depresión postnatal los mieos ya inseguridaes de matrimoniu y la maternidá".
El senciellu " Drunk in Love ", con Jay-Z algamó'l númberu dos nel Billboard Hot 100 chart y n'abril de 2014 y la so primer presentación d'álbum nos al pie de Jay-Z. Dempués de muncha especulación nes selmanes previes Beyoncé y Jay-Z anunciaron oficialmente la so On Tour Run Tour. Primer Tour que deciden realizar xuntos. Nos premios BET 2014, Beyoncé interpreto "XO" el so segundu senciellu y convirtióse na artista más premiada na hestoria de los BET Awards, cuando ganó tres premios; Meyor R & B / Pop Artista Femenina, Meyor Collaboración (con Jay-Z pa "Drunk in Love") y el Premiu Fandemonium, votáu polos sos fans. El 24 d'agostu 2014 recibió'l Premiu de Vídeu en MTV Video Music Awards. Onde Knowles llevar a casa tres premios de la competencia: "Drunk in Love" Meyor video con un mensaxe social y Meyor Cinematografía en "Pretty Hurts", según meyor collaboración. Amás nos Video Music Awards recibió'l premiu Honoríficu Michael Jackson y realizó una de les meyores presentaciones de la nueche con una escoyeta de tolos sos videos del so últimu Álbum nuna sola presentación.
Enagora Beyoncé acaba de rematar el On The Run Tour y el show realizáu en París foi tresmitíu por HBO, xuntu cola presentación de la rapera Nicki Minaj. Apocayá realizó al pie de Jay-Z una presentación nel Global Citizen Festival y continua faciendo promoción del so nuevu álbum visual.
Mientres los disturbios de "Destiny's Child" en 2000, Knowles almitiera n'avientu de 2009 qu'esperimentara la depresión d'una acumuladura de lluches: la división de la publicidá de "LeToya Luckett" y "LaTavia Roberson", atacaos públicamente pelos medios de comunicación, críticos y blogues que provocaron la dixebra, y col so noviu col cual llevaba 7 años, terminaron. Nel 2010, VH1 punxo a Knowles nel númberu 52 na so llista de los 100 Grandes Artistes de Tolos Tiempos.
La depresión foi tan grave que duró un par d'años, ente que ella habíase calteníu na so habitación mientres díes y negóse a comer cualquier cosa. Beyoncé dixo qu'ella lluchó pa falar sobre la so depresión yá que el grupu "Destiny's Child" acababa de ganar el so primer premiu Grammy y tarrecía que naide creyera que se sentía contenta por ganar el premiu a pesar de la so depresión. Toos estos sucesos fixeron que nun se sintiera bien consigo mesma y que los sos amigos fuera cuntando la so depresión y les palabres qu'ella dicía; "Agora que yera famosa, tenía mieu de que nunca atopara a naide que me gustara", "Tenía mieu de faer nuevos amigos." La so madre, Tina Knowles, ayudar a salir d'esta depresión.
Dende 2002, Beyoncé empezó una relación amorosa col raperu Jay-Z, con quien collaboró en delles ocasiones. Los rumores empezaron a circular alrodiu de la so relación dempués de Beyoncé presentar en "Bonnie & Clyde 03". A pesar de los persistentes rumores sobre la so relación, caltúvose bien discretamente. En 2005, empezaron rumores sobre matrimoniu na pareya. Beyoncé cerró les especulaciones afirmando qu'ella y Jay-Z, nun se casaríen entá.
El 4 d'abril de 2008, Beyoncé y Jay-Z casóse en París, Francia.
El 28 d'agostu de 2011 anunció nos MTV Video Music Awards el so primer embaranzu, frutu del matrimoniu col raperu Jay-Z.
El 7 de xineru de 2012 da lluz a la so primer fía llamada Blue Ivy Carter, confirmando asina que ta nel momentu más estable de tola so vida.
Tocantes a los gastos personales de Beyoncé podemos destacar ente otros, regalos realizaos por esta escontra'l so home Jay-Z como por casu un jet Bombardier Challenger 850 valoráu en nin más nin menos que 50 millones de dólares (casi 40 millones d'euros)
L'avión ye un regalu de Beyoncé escontra'l so home pel día del padre.
Per otru llau l'artista regaló a la so fía, Blue Ivy Carter, pel día del so cumpleaños, una fiesta per tolo alto, y ente dalgunos de los regalos atopamos una Barbie valorada en 80 mil dólares en que los sos accesorios inclúyense 160 diamantes; unes zapatielles con cristales de Swaroski enllastraos que costó más de 730 mil dólares.
"La primer pareya musical billonaria". Beyoncé y Jay-Z, home y muyer dende abril del 2008, y padres d'una neña, Blue Ivy, son la primer pareya nel mundu de la música qu'algama asemeyada cifra, siendo valoraos por más de mil millones de dólares.
Ye vegana dende principios de 2015, al igual qu'el so home, y dambos punxeron en marcha un serviciu de comida vegana a casa 
En 2002, Knowles robló un contratu de promoción con Pepsi, qu'incluyó apaiciones en comerciales de televisión, anuncios de radio y Internet, según material promocional en tiendes. Un anunciu de Pepsi de 2004 cola tema "Gladiadores" presentó a Knowles con cantantes como Britney Spears, Pink y Enrique Iglesias, y al añu siguiente con Jennifer Lopez y David Beckham, tituláu "Samurái" pero nun foi tan esitosu.
En febreru de 2010, Knowles llanzó'l so primer arume, “Heat”. Nel marcu de la campaña publicitaria del arume, Knowles re-grabó la so versión de "Fever" pa los comerciales de televisión del arume. Nuna entrevista cola revista "WWD Beauty", Knowles esplica'l conceutu detrás del arume, indicando'l so conceutu de fueu "Munches de les mios actuaciones tuvieron la participación d'esti elementu, asina que pensamos 'Heat'. Amás, el colloráu ye unu d'el mio colores favoritos, como'l doráu. Tou, dende'l diseñu de la botella, el nome y les idees pa los comerciales, represéntenme. En payares de 2010, revelóse que'l comercial del arume pa televisión fuera prohibíu nel Reinu Xuníu mientres el día, dempués de recibir 14 quexes de parte d'espectadores. El comercial, empieza con una imaxe de Knowles aparentemente esnuda nuna habitación, consideróse "demasiao sexualmente provocatible" pa ser vistu polos neños pequeños y nun se va amosar na televisión británica enantes de les 19:30 hores.
Knowles y la so madre presentaron «House of Deréon», un prêt-à-porter femenina contemporanea de la moda, en 2005. El conceutu ta inspiráu en tres generaciones de muyeres de la so familia, col nome Deréon pa rindir homenaxe a la güela de Knowles, Agnèz Deréon, que trabayaba como cordudera. Acordies con Tina Knowles, l'estilu xeneral de la llinia que meyor reflexa'l gustu de Knowles y l'estilu. Llanzáu en 2006, los productos de House of Deréon recibió esposiciones públiques mientres les presentaciones del grupu y visites mientres la dómina de Destiny Fullfiled. La tienda, que ta disponible nos Estaos Xuníos y Canadá, viende ropa deportivo, jeans, xuntu cola piel, prendes y accesorios como bolsos. Knowles tamién s'acomuñar cola Cámara de Marques, una empresa de calzáu local, pa producir una gama de calzáu pa la Cámara de Deréon.
En 2004, Knowles y la so madre fundaron la compañía de la so familia Beyond Productions, qu'apurre les llicencies y la xestión de la marca de la Cámara de Deréon. A principios de 2008, llanzaron Beyoncé Fashion Diva, un xuegu pa móviles con un componente de rede social en llinia, cola Cámara de Deréon. En xunetu de 2009, Knowles y la so madre punxeron en marcha una nueva etiqueta de la ropa junior, Sasha Fierce for Deréon, pa la vienta de regresu a la escuela. La colección, que s'inspira en presencia nel escenariu de Knowles, consiste en ropa deportivo, ropa d'abrigu, bolsos, calzáu, gafes, llencería y xoyería. La llinia de ropa foi acoyida poles tiendes de la Macy y Dillard y tiendes especializaes, Jimmy Jazz y contra tou pronósticu. En mayu de 2010, Knowles xunir a la tienda de ropa C&A pa llanzar la so llinia de ropa Deréon de Beyoncé pa C&A. La colección solo ta disponible en Brasil y les tiendes C&A.
La música de Knowles ye xeneralmente ye R & B contemporaneu, anque tamién incorpora'l pop, el funk, hip hop, y soul nos sos cantares. Ente que ella casi puramente llibera cantares n'inglés, Knowles rexistró dellos cantares n'español para Irreemplazable y el re-llanzamientu de B'Day. Antes de grabales, Knowles foi empuesta na pronunciación pol productor estaunidense Rudy Pérez.
Dende Destiny 's Child, Knowles tuvo implicada artísticamente na so carrera. Ella recibió la escritura de co-creitos pa la mayoría de los cantares grabaos pol grupu, según los sos esfuerzos en solitariu. Conocíu por escribir composiciones temátiques impulsaes por personal y el empoderamiento femenín-, Knowles declaró que con Jay-Z na so vida camudó dalgunes de les sos idees alrodiu de cómo los homes y muyeres rellacionar ente sigo, lo qu'ayudó a la transición d'escribir cantares como "Independent Women"
Dalgunes de los sos cantares son autobiográfiques, qu'ella almitió que se tomaron d'esperiencies personales, según los sos amigos ". Knowles tamién recibió la co-producción de creitos pa la mayoría de los rexistros nos que tuvo arreyada, sobremanera mientres los esfuerzos de los sos solistes. Sicasí, ella nun formula golpes a sigo mesma, pero polo xeneral vien con melodíes ya idees mientres la producción, l'intercambiu col productores. Knowles foi reconocida como una compositora mientres el funcionamientu de Destiny 's Child na década de 1990 y principios de la década de 2000. Ella ganó'l Compositor Pop del Añu 2001 na Sociedá Americana de Compositores, Autores y Editores de Música Pop Awards, convirtiéndose nel primera afro-americanu «compositor muyer femenina» y la segunda de tolos tiempos en llograr la fazaña.
Knowles recibió creitos como compositora nun solu añu pa co-escribir "Irreplaceable", y "Check on it", tou lo cual algamó'l númberu unu nel Billboard Hot 100, la única muyer qu'escribió tres canciones que llegó al númberu unu nel mesmu añu desque Carole King facer en 1971 y Mariah Carey en 1991. En términos de creitos, que ta venceyáu con Diane Warren nel tercer llugar con nueve singles númberu unu.
Knowles tien un rangu vocal de Mezzosopranu que toma más de trés octaves. Ella de cutiu identificóse como la pieza central de Destiny 's Child. Jon Pareles de The New York Times comentó qu'ella tien la voz que define al grupu, por escritu que la so voz ye "aterciopelada pero agria, con un aletéu insistente y reserves de l'alma de la banda ".
Otros críticos allaben el so rangu y poder. Na revisión del so segundu álbum B'Day, Jody Rosen de la revista Entertainment Weekly escribió: "Beyoncé Knowles ye un sistema de nubes amarutada de cantante. Nel so segundu álbum en solitariu, B'Day, los cantares lleguen n'enormes rabaseres de ritmu y emoción, con Beyoncé la voz ondulante sobre ritmos clattery, usté tendría que buscar lo llargo y anchu seique, nos salones de Operar Metropolitana - p'atopar un vocalista que canta con más fuerza bruto. Naide, nin Usher, por non falar de los sos emerxentes rivales dives-puede coincidir col xeniu de Beyoncé p'abasnar les sos llínees vocales en contra d'un ritmu de hip-hop ". Chris Richards, de The Washington Post escribió:" Inclusive cuando ta costeando, álzase percima de los sos asonsañadores. Ye tou na so voz-un preséu sobrehumanu capaz de puntuar cualquier golpe con xuxurios de gansu inductores de golpe-o completa de cañón ruxe como diva, despreciada, amorosa, antagónica-Beyoncé canta de toos estos puntos de vista con virtuosismu innegable de cutiu foi criticada por oversinging. Un empresariu prominente de melisma, que gana la comparanza frecuente d'artistes como Mariah Carey, que'l so adornos vocales súpose qu'en desterciu de la melodía de los sos cantares.
Knowles acredita a Michael Jackson como la so mayor influencia musical y un ídolu. Knowles tamién llama a Diana Ross como otra de les sos influencies, porque «ella ye una artista versátil:. Un gran actor, un bon cantante, y una muyer formosa, elegante Ella ye unu de los pocos cantantes capaces de cruciar a películes realmente bones».
Les sos influencies musicales inclúin ente otros a Tina Turner, Prince, Lauryn Hill, Aaliyah, Mary J. Blige, Whitney Houston, Janet Jackson, Anita Baker, Rachelle Ferrell. Knowles amás asegura que Mariah Carey y el so cantar "Vision of Love" d'influyir nella pa empezar a ayudar a escorrer una carrera como músicu. Ella tamién s'inspira nes muyeres Oprah Winfrey y la primer dama Michelle Obama. Knowles diz alrodiu de Winfrey «ye la definición de la inspiración y una muyer fuerte. Cuando toi cerca d'ella, quiero poneme de pies, pronunciar les mios palabres fayadices, y articular.».<ref name="Beyonce's Inspirations"/
En 2006, Knowles presentó la so xira All Women de la banda Suga Mama, qu'inclúi a los baxistes, bateristas, guitarristes, trompetistas y percusionistas y los tecladistas. Ellos fixeron el so debú nos BET Awards 2006 y remaneció nos vídeos musicales por "Irreplaceable" y "Green Light". La banda tamién sofitó a Knowles n'actuaciones en vivu, incluyendo la so xira de conciertos 2007 The Beyoncé Experience y el so 2009 I Am... Tour.
Knowles de cutiu recibe aponderamientos pola so presencia nel escenariu y actuaciones en directu. Jarett Wieselman del New York Post asitió a Knowles nel númberu unu na so llista de la meyor cantante de Cinco baillarinos como, "la megaestrella dediquen costantemente hasta la última gota de sudu a la rutina". Na revisión de la so I Am... Tour, Michelle Renee Harris, de sur de la Florida de Times escribió, Knowles ye la "dueña del escenariu cola so arrogancia y l'intensidá de la marca... amosando la so poderosa voz, ensin perder una nota, de cutiu nel exerciciu de los movimientos brengosos, danza perfectamente executaes... naide, Nin Britney nin, Ciara y nin Rihanna puede ufiertar lo qu'ella fai-un paquete completu de servicios de voz, movimientos y presencia ". Barbara Ellen de The Guardian escribió:" si la carismática y llena de soul, o les burlles y coqueta, Beyoncé ye, percima de too, nel cargu. Probablemente más al cargu de cualesquier artista femenina que vi nel escenariu”. Alice Jones, de The Independent escribió:" Ver a Beyoncé cantar y la so garra puede sentise nel meyor d'amedranar, nel peor de los casos, alienante.
Tómase'l so papel como actriz tan en serio que ye casi demasiáu bonu ". Tamara Hardingham-Gill del Daily Mail escribió," munchos espertos de la industria fueron el depósitu de Beyoncé como'l próximu Michael Jackson. Magar ye demasiáu tempranu pa esti tipu de comparances, qu'ensin dulda demostró que ye una de les artistes con más talentu de toos y bien puede pasar a la hestoria como tal".
Los críticos emponderaron a Knowles coninterpretaciones vocales. Al revisar una de les sos actuaciones, Jim Farber del Daily News escribió: "Beyoncé amosó tuberíes d'alimentación d'aceru. Como diz el cantar de la firma de cuernu de riff sacupáu, alzóse sobre la melodía con una facilidá atlética. La forma de Beyoncé utiliza'l so cuerpu intensificóse'l sentíu de de trunfu. Col so pelo cardao na Aguamala, como trences, una maxana en perpetua rotación de veceros y les piernes lo suficiente pa faer una Tina Turner arguyu, la presencia de Beyoncé atayáu'l so cantar como un signu de exclamación ". Stephanie Classen de Star Phoenix declara" de Beyoncé nun ye abogada corriente... a partir d'una nota, la central eléctrica de 27 años d'edá alzóse percima de tolos trucos, el dominiu de la feria como una sexy princesa estraterrestre. Namás que los oríxenes estraterrestres podríen esplicar esa voz... [Beyoncé] podría llevar a cabo círculo alredor de cualquier estrella pop de güei ". El editores de Newsday escribieron
," que demuestra que la coreografía caliente y voces fuertes nun tienen por qué ser escluyentes ente sigo... Nun s'esmoleza de sincronización de llabios equí”.
Conocíu por ser "sexy, engañadora y provocatible" cuando se realiza nel escenariu, Knowles declaró que ye la de la so alter ego Sasha Fierce. Ella describió a Sasha como "demasiáu agresiva, demasiao fuerte, demasiáu atrevida [y] bien sexy", indicando: "Nun me gusta na vida real, pa nada... Yo nun soi coqueta y súper confiada y valiente como ella lo que siento nel escenariu nun me siento en nengún otru llugar ye una esperiencia fora del cuerpu... Creé'l mio personaxe de la etapa pa protexeme, por que cuando vuelva a casa nun tengo que pensar qué ye lo que faigo. Sasha nun soi yo. Les persones que m'arrodien saben quién soi en realidá”. A pesar de que Sasha nació mientres el rodaxe de "Crazy in Love", Knowles presentó'l so alter ego col llanzamientu del so tercer álbum I Am... Sasha Fierce (2008). En febreru de 2010, Knowles anunció nuna entrevista cola revista Allure que "Sasha Fierce llevar a cabu. Yo matar". Depués siguió diciendo qu'ella ye lo suficientemente cómoda consigo mesma pa ser toes eses coses ensin un alies, diciendo: "Yo nun preciso a Sasha Fierce más, porque crecí y agora soi capaz de combinar los dos.
Knowles declaró: "Gústame vistir sexy y me vistu como una dama", pero ella dixo que la so forma de vistir nel escenariu ye "absolutamente pa la etapa". Los medios de comunicación de cutiu utilicen el términu "Bootylicious" (un acrónimo de les palabres botín y deliciosu), pa describir a Knowles, por cuenta de les sos curves.
Como daquién que-y gusta la moda, Knowles combina los sos elementos artísticos colos sos videoclips y actuaciones. Acordies col diseñador de moda italianu Roberto Cavalli, qu'utiliza distintos estilos y trata d'harmonizar cola música nel escenariu. Nel B'Day Anthology Video Album amosaron numberosos casos de material d'archivu empobináu a la moda, que representa a los clásicos estilos de vestuariu contemporaneu. La revista People reconoció a Knowles como la celebridá meyor vistida de 2007. La Madre de Knowles escribió un llibru nel 2002 publicáu y tituláu "Destiny's Style: Bootylicious Fashion, Beauty and Lifestyle Secrets From Destiny's Child", un relatu de cómo la moda tuvo un impactu nel ésitu de Destiny's Child.
Como unu de los medios espuestos a les celebridaes negres nos Estaos Xuníos, Knowles recibió de cutiu la crítica que dalgunos creen que se debe al racismu y el sexismu. Toure, de la revista Rolling Stones dixo que dende'l llanzamientu de Dangerously in Love, “[Beyoncé] convirtióse nun símbolu sexual crossover al estilu de Halle Berry.".
En 2006, la organización polos derechos animales, PETA, criticó a Knowles por usar abrigos de piel y l'usu de pieles na so llinia de ropa, House of Deréon. La organización dixo qu'intentara llegar a Knowles traviés de faxes, cartes y manifestaciones fuera de los sos conciertos. Sicasí, ensin respuesta, PETA enfrentar a ella nuna cena en Nueva York. Mientres el llanzamientu del segundu álbum de la cantante pop Rihanna, A Girl Like Me, munchos críticos consideraron que la so imaxe yera demasiáu similar a la de Knowles.
En 2007 Knowles apaecer na portada de la revista Sports Illustrated Swimsuit Issue, la primer muyer non modelu y non atleta que representen sobre la tema y la segunda modelu afroamericana dempués de Tyra Banks. Nel mesmu añu, Knowles apaeció en cartelos y periódicos nos Estaos Xuníos amosando la so celebración d'una boquilla anticuada. Tomáu de la contraportada de B'Day, la imaxe provocó la respuesta d'un grupu anti-tabacu, afirmando qu'ella nun tenía necesidá d'añedir la boquilla "por que se paeza más sofisticada". Knowles tien delles figures de cera de sigo mesma nel Muséu de Cera de Madame Tussauds nes principales ciudaes de tol mundu, incluyendo Nueva York, Washington, DC, Amsterdam Bangkok, y Hollywood.
En marzu de 2009, fixéronse comparances ente la moda de Knowles y de la cantante de R & B Ciara, cuando esti llanzóse'l videu musical del so senciellu, "Love Sex Magic". Nel video, Ciara ye vistu con un leotardo negru y gafes metálicos, similares a los utilizaos por Knowles, nos videos de"Single Ladies (Put a Ring on It)", y "Diva". Sicasí, Ciara dixo que los sos equipos fueron "inspiraos pol espectáculos de Les Vegues" qu'asistía. En septiembre de 2010, Knowles fixo'l so debú en pista nel modelu de Tom Ford Primavera / Verano desfile de moda 2011. En febreru de 2011, TIMAR, la revista asitia Knowles nel númberu venticinco na llista de les 50 muyeres más formoses nel cine. Nel mesmu mes, Knowles apaeció na portada de la edición de marzu de la revista de moda francesa, L'Officiel, n'honor del 90 º aniversariu de la revista, y n'homenaxe al músicu nixerianu Fela Kuti. Ella apaeció cola cara negra de maquillaxe y maquillaxe tribal, que xeneró crítiques de los medios de comunicación. Nun comunicáu espublizáu a partir d'un voceru de la revista, dixo que la mirada de Knowles taba "llueñe de la glamurosa Sasha Fierce", y esplicó que se trataba de "una vuelta a los sos raigaños africanos, como puede vese na imaxe, na que la so cara yera voluntariamente escurecíu ". En xunu de 2011, Knowles convertir na primer intérprete solista femenina importante n'apaecer nel escenariu Pirámide, en más de veinte años, mientres el Festival de Glastonbury n'Inglaterra. La revista masculina de la Salú nomar como una de les "100 muyeres más calientes de tolos tiempos", el so ranking nel númberu 33.
En payares de 2009, Knowles foi nomada Artista de la Década por The Observer. N'avientu de 2009, la revista Billboard clasificó a Knowles el cuartu artista de la década de 2000 y nomar l'artista femenina más esitosa de la década de 2000, según l'artista de radio cimera. Knowles tamién se clasificó 15 na llista de la revista Billboard de los Top 50 R & B / Hip-hop de los postreros 25 años (1985-2010). En febreru de 2010, la Recording Industry Association of America (RIAA), que figuren Knowles como la meyor artista certificada de la década, con un total de 64 certificaciones, incluyendo álbumes, cantares dixitales, tonos master y videos musicales. N'agostu de 2010, Knowles foi'l puestu 52 na llista de VH1 de los 100 artistes más grandes de tolos tiempos. En 2011, revistir Raigañu Knowles clasificáu 13 na llista de los 100 afroamericanos más influyentes. En mayu de 2011, Keith Caulfield y l'enfotu de la revista Billboard Gary, Knowles figuren nel númberu 17 na so llista de los Top 20 Hot 100 compositores, por haber co-escritu ocho singles qu'algamó'l númberu unu nel Billboard Hot 100 chart. Ella foi una de los trés úniques muyeres nesa llista. En septiembre de 2011, dar a conocer que Knowles estableciera un nuevu Guinness World Records, pa la mayoría de tweets per segundu sobre'l so embaranzu. Un añu enantes, Knowles y el so home Jay-Z tamién s'alzaron nel Llibru Guinness de los Récords, como la "pareya de poder" de manera colectiva que gana US $ 122 millones en 2009. El 29 de setiembre de 2011, "Crazy in Love" foi númberu unu na llista de VH1 de los 100 meyores cantares de la década de 2000. N'ochobre de 2011, revistir Prefixu llista a Knowles nel númberu unu na so llista de los meyores Cantantes Femenina de R & B, escribiendo que «Lo que ye increíblemente llocu ye que non solo puede Beyoncé canta meyor que naide perhí, pero tamién puede baillase meyor que naide otra cosa perhí, yá estrema de prácticamente tolos artista únicu, que puede faer dambes coses coles mesmes.»
A lo llargo de la so carrera, Knowles recibió numberosos premios y llogros. En 2007, convertir na primer artista femenina en ser galardonada col Premiu d'Artista Internacional nos Premios American Music. Nel 2008 nos World Music Awards, Knowles foi honrada col Premiu Lleenda pola so destacada contribución a les artes. Tamién foi honrada con un Premiu Billboard del Mileniu nel 2011 Billboard Music Awards, pa la reconocencia de los sos llogros profesionales y la so influencia na industria de la música. Knowles ye una de les artistes más honrada polos premios Grammy, y ocupa el tercer llugar ente les muyeres artistes, con un total de 16 premios Grammy-13 como solista y trés como miembru de Destinys Child with a total of 16 premios Grammys—13 as a solu artist and 3 as a member of Destiny's Child.
El so álbum debú como solista, Dangerously in Love, foi catalogáu como unu de los meyores 200 álbumes definitivos na hestoria de la música pol Rock & Roll Hall of Fame. En septiembre de 2009, Knowles vendió 75 millones de discos en tol mundu como artista en solitariu, faciendo d'ella una de les artistes de la música más vendíes de tolos tiempos.
Knowles convirtióse nuna fonte d'inspiración musical, ente munchos artistes contemporaneos, como Rihanna, Alexandra Burke, Leona Lewis, Angy Fernández, Jessie J, Nicki Minaj, JoJo y Nicole Scherzinger, Minaj citó a Knowles como unu d'el so ídolos y almirar por ser "tan motivada".
Adele tamién declaró que Knowles ye unu de los sos ídolos y reveló a la revista Rolling Stone, que foi inspirada por Knowles 'alter ego pa crear el so propiu nome Sasha Carter. El conxuntu de Sasha Fierce y finales de Pais June Carter sácase cada vegada que precisa pa dase una inyección d'enfotu. Trey Songz, Keri Hilson, Jazmine Sullivan y Miranda Lambert tamién mentaron que son fans de la música de Knowles. Kelly Rowland reveló nuna entrevista con MTV News que Knowles foi unu de los artistes que s'inspiró mientres la grabación del so segundu álbum en solitariu. Miley Cyrus díxo-y a la revista Seventeen que-y gustaría ser como Knowles, diciendo: «Ella ye la muyer definitiva. Mires a ella y usté nun cree, pregunto cómo ye la so vida personal ye como. Usté mira y ve qu'ella, esa moza nel escenariu ye una superestrella Nun importa namás, que solo s'esmolecen pola so música, asina qu'espero que me sía nel futuru».. Lady Gaga, nuna entrevista pal so especial MTV Lady Gaga: Inside the Outsidetold, reveló que s'inspiró en Knowles enantes de faese famosa. L'actriz Gwyneth Paltrow reveló que'l bazar de Harper nel Reinu Xuníu qu'estudió Knowles enforma nos sos conciertos en vivu, mientres aprienden a convertise nun intérprete musical nel País del cine. Katy Perry dixo a la revista InStyle que se vía a Knowles pa dellos "como un enclín de fixación d'inspiración", y afirmó qu'ella adoptó a les piernes de Knowles brillosa. Blondie Debbie Harry vocalista reveló que taba decepcionáu de que nunca se convirtió nuna megaestrella como Knowles, y díxo-y a la revista Billboard, "la tentación de ser un gran artista y performer como Beyoncé [ye] tan fantásticu. Encántame faer delles d'eses coses. La so trayectoria colos cantares ye fenomenal, gustaríame que tuviéramos tantos golpes ". Mientres una entrevista con Extra, Simon Cowell y LA Reid pidióse-yos la so opinión sobre Knowles. Cowell dixo: "ambiciosa, talentosa y competitiva Ella define esta nueva xeneración d'estrelles del pop lo que yo llamo súper, y toos ellos son neñes nesi momentu ye como una especie nueva súper, que lliteralmente quier gobernar el mundu..". Reid amestó: "ensin dulda puede ser l'artista vivu más talentosos."
El videu de "Single Ladies" algamó la fama pola so complicada coreografía, que foi acreditada como d'empecipiar la "llocura de primera dancia más importantes tantu nel nuevu mileniu y l'Internet". Esto llevó a una lexón d'imitaciones y parodies de los homes y muyeres de tol mundu publicando vídeos de sigo mesmos en YouTube intentando realizar la coreografía. Celebridaes tamién trataron de faer la coreografía, incluyendo a Justin Timberlake, Joe Jonas, Tom Hanks y el presidente de los Estaos Xuníos d'América Barack Obama.
Knowles y les compañeres de Destinys Child como Kelly Rowland, fundaron la Fundación Sobrevivientes, una entidá de caridá creada p'aprovir viviendes transitories en 2005 pa les víctimes del furacán Katrina y l'evacuación de la nube na área de Houston, Texas. La Fundación Survivor estendió la misión filantrópica del Centru Knowles-Rowland de la Mocedá, una d'usos múltiples instalaciones comuñales d'estensión nel centru de Houston. Knowles donó 100.000 dólares al Fondu d'Aliviu de la Mariña del Golfu Ike, que beneficia a les víctimes del furacán Ike na área de Houston. Ella ta entamando una recaldación de fondos pal beneficiu del furacán Ike aliviu al traviés de la Fundación Sobrevivientes. En 2005, el productor musical David Foster, la so fía Amy Foster-Gillies, y Knowles escribieron "Stand Up for Love", que sirviría como l'himnu del Día Mundial del Neñu, un eventu que tien llugar añalmente en tol mundu'l 20 de payares pa recaldar conciencia y recaldar fondos pa causes infantiles en tol mundu. DESTINY'S CHILD emprestaron les sos voces y sofitu como embaxadores mundiales de 2005 Día Mundial del Neñu del programa llevando a cabo colecta d'alimentos mientres les paraes na xira Experience Beyoncé en Houston el 14 de xunetu, de Atlanta el 20 de xunetu, Washington, DC el 9 d'agostu, en Toronto el 15 d'agostu, Chicago'l 18 d'agostu, y en Los Ánxeles el 2 de setiembre de 2006.
El 4 d'ochobre de 2008, Knowles asistió al Miami Children Hospital de Diamond Ball y realizó conciertu priváu nel American Airlines Arena de Miami, onde foi incluyíu nel Salón Internacional de Pediatría de la Fama. Un mozu de Siete años d'edá, Ethan Bortnick dedicó y realizada "Over the Rainbow" a Knowles. Dempués de completar el trabayu en Cadillac Records, Knowles donó tol so sueldu a la Phoenix House, una organización de centros de rehabilitación en tol país. Knowles visitó Brooklyn, Nueva York, na preparación del sitiu pa retratar a la cantante Etta James, que yera adicta a la heroína.
Mientres esti tiempu, grabó con dellos artistes de "Just Stand Up", un single de caridá pal Stand Up a la caridá del cáncer. Quien se xunieron a Knowles nel cantar fueron Mariah Carey, Leona Lewis, Rihanna, Leann Rimes y Mary J. Blige, ente otros. Knowles tamién s'acomuñar col "Show Your Helping Hand" quien tien la iniciativa contra la fame y Mills Hamburger Helper. L'oxetivu yera ayudar a Feeding America a apurrir más de 3,5 millones de comíes a bancos d'alimentos locales. Knowles anima a los sos fans a traer cebera non perecedera pa la so xira de conciertos d'EE.XX.
En xineru de 2010, Knowles participó na Esperanza p'Haití agora: un beneficiu global pa les víctimes del terremotu. Ella apaeció en Londres col so maríu Jay-Z, Rihanna y Bono de O2 y The Edge, onde ella se realizó una versión pa pianu del so cantar "Halo". Knowles foi nomada como la cara oficial de la edición llindada de "Moda p'Haití" pol Conseyu de Diseñadores de Moda d'América. La camiseta, que diz: "P'Haití con Amor", foi diseñada por Peter Arnell, que tamién creó'l "Fashion for America", que recaldó US $ 2 millones dempués del 9 / 11.
El 5 de marzu de 2010, Knowles y la so madre, Tina Knowles, inauguraron el Centru de Cosmetoloxía Beyoncé na Casa Brooklyn Phoenix. El programa ufierta un cursu de cosmetoloxía de siete meses d'entrenamientu pa homes y muyeres ellí. L'Oréal donó tolos productos que se van utilizar nel centru, y Knowles, xuntu cola so madre, comprometiéronse a donar 100.000 dólares añales. N'abril de 2011, Knowles xunir a les fuerces d'EE.XX. cola primer dama Michelle Obama y l'Asociación Nacional d'Educación a los organismos de radiodifusión Fundación p'ayudar a impulsar la so campaña contra la obesidá infantil. Knowles vueltu a trabayar "Get Me Bodied" (2007) y camudó el nome a "Move Your Body" pal mover del Vamos!. El 9 d'abril de 2011, un video d'instrucción con un grupu d'adolescentes baillando "Move Your Body" foi publicáu en llinia. El 26 d'abril de 2011, Knowles llanzó un video de la so propia versión de la rutina d'exercicios. Tres la muerte de Osama bin Laden, Knowles llanzó un single benéficu tituláu: "Dios bendiga a los EE.XX.", p'ayudar a recaldar fondos pa la policía de Nueva York y el fueu de vilbedá y de la Infancia de beneficios.El cantar foi llanzada orixinalmente en 1984 pol músicu d'esi país Greenwood Llee. La so popularidá aumentó dempués de los atentaos del 11 de setiembre, y foi re-llanzáu dempués de la invasión d'Iraq en 2003.
La primer vegada que Knowles rodó nun rol foi interpretándose a si mesma na serie Smart Guy en 1998, nel episodiu nel qu'ella apaeció foi d'estrella convidada xuntu col restu de los miembros de Destiny's Child naquella dómina (Kelly Rowland, LaTavia Roberson y LeToya Luckett) y grabaron el tercer video musical del cantar "Non non non" nel set de grabación de la serie.
En 2001, Knowles decidió actuar na película de la MTV "", protagonizada pol actor "Mekhi Phifer".
Nel branu de 2002, Beyoncé, participa na película "Austin Powers in Goldmember", na que fai'l papel de Foxxy Cleopatra y protagonizada por Mike Myers y Michael Caine. Knowles tamién grabó'l cantar de la película llamada "Work it out".
En 2003, Beyoncé, xuntu col actor "Cuba Gooding Jr.", protagonizó "The Fighting Temptation" y grabó un cantar llamáu "Fighting Temptation", cola participación especial de "Missy Elliot", "MC Lyte" y "Free".
La cuarta película de Beyoncé foi "La Pantera Rosa", faciendo'l papel de Xania, una cantante de pop, al pie de "Steve Martin", que fixo'l papel del Inspector Clouseau. La película foi llanzada'l 10 de febreru de 2006.
La película más esitosa na que trabayó ye "Dreamgirls" (2007), na que trabayó al pie de grandes estrelles, incluyendo "Eddie Murphy" y "Jennifer Hudson". Por esta película, llogró una nominación al "Globu d'Oru" a la meyor actriz de comedia o musical, siendo ganada por "Meryl Streep" na actuación de la película "El diañu visti de moda".
N'avientu de 2008 estrenóse "Cadillac Records" na cual tamién tán "Adrien Brody" y "Jeffrey Wright", esta ye una película ambientada nos años 50 n'Estaos Xuníos y na cual Beyoncé interpreta a Etta James.
Antes de participar en Obsessed, consiguió un buecu na serie infantil de Nickelodeon, "Wow, Wow Wubzzy" na cual Knowles da-y voz a Shine, que forma parte del elencu secundariu, formáu por ella, Jann Carl y Jeff Bennet.
La so película más recién ye "Obsessed", estrenada en mayu de 2009.
Anguaño nel 2012 dizse que ta preparando la so nueva película empobinada por Clint Eastwood, y tamién va trabayar con Ryan Murphy nel musical One Hit Wonders.
Mayim Bialik
Mayim Hoya Bialik (12 d'avientu de 1975 San Diego, California, Estaos Xuníos) ye una actriz, escritora y doctora estauxunidense. Estudió neurociencia na UCLA. Ye conocida pol so papel de Blossom Russo na comedia de situación de principios de los 90, "Blossom", y pol so papel de Amy Farrah Fowler na serie "The Big Bang Theory".
Bialik nació en California nel senu d'una familia xudía. Los sos güelos fueron abelugaos del Holocaustu, emigraron d'Hungría, Polonia y Checoslovaquia.
La so carrera como actriz empezó a finales de los 80's. El so primer papel foi la película d'horror Pumpkinhead (1988), el so primer trabayu d'actuación, y apaiciones como convidáu en The Facts of Life. Foi pol so trabayu en "la bella y la bestia", na qu'interpretaba a una moza de probe llamada Ellie, que tenía cerca de 10 llínees de diálogu, pol que Bialik llogra'l so Screen Actors Guild (la so tarxeta de sindicatu d'actores).
En 1987, participa nel video del cantar de Michael Jackson "Liberian Girl", del álbum "Bad" de 1987, específicamente na parte onde una moza canta y salta d'un puestu de frutes. Nos creitos finales del video, apaez el so nome dempués del de Don King.
La so primer apaición cinematográfica foi na película "Beaches" ("Eternamente amigues" n'España), papel pol que ganó un premiu como “Meyor actriz nueva nuna película fantástica o cómica”. Darréu trabayó en series de televisión como "MacGyver", "Murphy Brown", "Webster" y "Doogie Howser, M.D.". En 1990 tuvo'l so primer papel protagonista nuna serie de televisión, la comedia de situación "Molloy", que foi atayada tres una única temporada.
El so ésitu definitivu vinu en 1991 cola serie xuvenil "Blossom", na qu'interpreta a una adolescente intelixente qu'hai d'enfrentase a los problemes de la mocedá nun llar que comparte col so padre músicu y los sos dos hermanos.
Al concluyir la serie, Bialik decidió centrase nos sos estudios y solo tornó a l'actuación pa interpretar pequeños papeles. Matricular na Universidá de UCLA, a pesar de ser almitida n'universidaes más prestixoses como Harvard o Yale, pa permanecer cerca de los sos padres.
En 2000 graduóse en neurociencia y estudios xudaicos y hebreos. En 2007 llogró'l doctoráu en neurociencia, defendiendo una tesis centrada nel hipotálamo y el trestornu obsesivu-compulsivu nel síndrome de Prader-Willi.
Tres diez años retirada de les pantalles, Mayim Bialik remaneció na película risible "Kalamazoo", a finales de 2005. Tamién puede trátela nun episodiu de la serie risible "Larry David", como Jodi Funkhouser, la fía lesbiana d'un amigu del protagonista. Bialik tamién tuvo un papel importante nes series "Fat Actress" y "Siete nel paraísu".
En 2010 apaeció nel últimu capítulu de la tercer temporada de la serie de comedia "The Big Bang Theory", onde interpreta a Amy Farrah Fowler, una moza con personalidá allegada a Sheldon Cooper, a quien conoz nuna cita a palpu entamada polos sos amigos Howard y Raj. A partir de la cuarta temporada convertir nun personaxe recurrente de la serie. Anguaño forma parte del elencu de personaxes principales. Curiosamente foi citada como "la moza qu'actuaba en Blossom" nel episodiu "The Bat Jar Conxeture" (1x13) pocu más de dos años enantes de la so primer apaición na serie.
Tamién hai una apaición curtia de Mayim en "Bones", temporada 4, capítulu 20.
El 15 d'agostu de 2012, Mayim sufrió un accidente automovilísticu nun Volvo blancu, foi acometida por unos turistes nun encruz. Bialik sufrió un severu corte nel pulgar de la manzorga polo que foi treslladada urxentemente al hospital más cercanu. Nun principiu, tarrecíase que pudiera perder la falanxe, pero unes hores más tarde foi la mesma artista quien aseló a los sos siguidores por aciu un tweet qu'escribió'l so home: "Voi Caltener tolos mios deos" (escritu pol maríu).
A finales del añu 2013 Bialik vuelve escribir y llanzar un llibru, namái qu'esta vegada la trama ye de comida vegana y saludable. L'esitosu llibru ye tituláu "Mayim's Vegan Table". Nel cual desendolca montones de recetes veganas; una y bones l'actriz ye vegana al igual que los sos fíos.
L'actriz taba casada con Michael Stone del que se dixebró en 2012 por diferencies irreconciliables. Con él, tien dos fíos, Miles Roosevelt Bialik Stone, nacíu'l 10 d'ochobre de 2005, y Frederick Heschel Bialik Stone, nacíu'l 15 d'agostu de 2008.
En 2010, Bialik volvió a la televisión por que pudiera pasar más tiempu colos sos fíos, y dixo: " Toi contenta de terminar el mio doctoráu y toi bien arguyosa d'ello, pero la vida d'un profesor investigador nun yera afecha a les mios necesidaes tocantes a qué tipu de crianza quería faer pa los mios fíos ". Bialik foi acomuñada con dellos puntos de vista que van en contra de les conclusiones de la ciencia convencional, como la anti-vacuna y l'homeopatía, anque públicamente se desligó del movimientu anti-vacunes y foi denunciada por grupos d'escépticos.
Nuna entrevista de 2012, Bialik dixo que se llamaría a sigo mesma " aspirante ortodoxa moderna ". Ella apaeció en dellos cameos de YouTube como Blossom y Amy Farrah Fowler faciendo preguntes sobre les creencies xudíes. Los videos son producíos por Allison Josephs, compañera d'estudios de Xudaísmu de Bialik, a quien conoció cola ayuda de socios na Torá.
Bialik ye una vocera de la celebridá pa la rede de madres holísticos.
Bialik ye vegana y ye miembru fundadora del Institutu V'Aretz Shamayim.
Bialik faló na graduación de Penn State Lehigh Valley de 2011 en Bethlehem, Pensilvania. Ella tien programáu ser la oradora principal na conferencia nacional de la Ciencia Profesores de l'Asociación Nacional de 2014 en Boston.
A principios del 2014 revelóse que Bialik taba nel puestu númberu seis de lo más buscáu en Google. Asina foi que l'actriz tweeteó: "um... asina que soi al paecer el # 6 llugar persona más buscada en google nestos momentos. Xusto dempués de Usher y enantes de godzilla 2014. LOL. gracies @ heatherlweiss por rockear esta campaña de publicidá pal mio llibru que ye tan difícil. De Howard Stern a Neil Degrasse Tyson a Wendy Williams pal show de güei, daqué ta funcionando 
Bianca A. Santos
Bianca Alexa Santos (n. 26 de xunetu de 1990) ye una actriz estaunidense. Ye conocida pol so papel como Lexi Rivera na serie "The Fosters" y pol so papel como Lucy Vélez en "Happyland".
Nació en Santo Mónica, California. Ye d'ascendencia cubana y brasileña Fala español y portugés.. Ye gran amiga de la youtuber Llana.
En mayu de 2013, anuncióse que Santos se xuniría al elencu de "The Fosters". Tuvo na película "Ouija".
Bonnie Bianco
Lory Bianco (19 d'agostu de 1963) ye una cantante y actriz italo-estauxunidense, tamién conocida sol nome de Bonnie Bianco. Empezó la so carrera nuna redolada humilde a la edá de 10 años actuando en musicales, feries, cases de reposu, hospitales, convenciones y concursos de guapura. Ella foi alministrada por Sam Gino y la so madre Helen Bianco.
Bianco cantó en solitariu y cantó a dúu cola so hermana Holly y los dos grabaron el so primera senciellu, "Give m'a Minute" ("Dame un minutu"). Más tarde a los 15, Lory Bianco recibió la so primer oportunidá profesional con Hal White y Mark Gibbons, quien llanzaron un single en RCA Records, "Teenager in Love". A los dieciocho años Bianco foi afayada por dos productores d'Italia, Guido y Maurizio De Angelis. Llevaron a cabu una busca de talentos en Nueva York, Texas, San Francisco y Hollywood. Este foi un suañu fechu realidá; Bianco solía suañar con dir a Italia. Los hermanos De Angelis roblaron con ella un contratu d'alministración y convirtiéronse nel so sellu discográficu Kangaroo Records/Polygram por cinco años. Tamién camudaron el so nome pol de Bonnie Bianco.
En 1983 llogró'l papel principal femenín na serie de mini-cine "Cinderella 87" como Cindy. La serie yera una adaptación anovada del cuentu de faes "La Cenicienta". Ella protagonizó xuntu al actor francés Pierre Cosso, conocíu de la so película "La Boum 2" con Sophie Marceau. Bianco, qu'interpretó a la cantante "Cindy" en Cinderella 87, tamién grabó la banda sonora d'esta serie de TV. La banda sonora inclúi un dúo con Pierre Cosso, el hit "Stay". El so álbum foi discu d'oru n'Alemaña.
De 1983 a 1985 Bianco apaeció, cantó y bailló, nel famosu prime time show sabatino de variedaes italianu "Al Paradise". Ella convirtióse nun ésitu nocherniegu n'Italia. La so película Cinderella 80 tamién foi llanzáu coles mesmes nes sales de cine y esto tamién-y dio ésitu inmediatu como actriz n'Italia.
Nel añu 2001 iguar pa tomar un riesgu y producir y llanzar un nuevu álbum pola so cuenta. Ella grabó l'álbum "On My Own... but never alone" ("Pola mio cuenta ... pero nunca sola") Distribúyese al traviés d'Internet y la mayor tienda online de grabación independiente, CDBaby. Por cuenta de la so base de siguidores lleales, iguar pa promocionar el so nuevu álbum na televisión alemana en 2001.
Dempués de completar el so viaxe per Alemaña, tornó na nueche del 10 de setiembre y a otru día, 11 de setiembre, el World Trade Center en Nueva York fueron destruyíos. Esti eventu tuvo un impactu devastador sobre Bianco y decidió nun grabar más cantares pop, y namái cantar música cristiana.
Lory Bianco inda tien una base de fans lleales y el so propiu club de fans internacional de munches partes del mundu. Ella tien una estrecha relación con tolos sos fans y aníma-yos a siguir alantre nos sos suaños y nunca dase por vencíu. Esfotu crea calter.
Lory Bianco mora anguaño en Pacific Northwestern de los Estaos Xuníos y completó el so últimu proyectu de CD, llamáu "Hymns: Jesus paid it all" ("Himnos: Jesús pagar tou"), disponible namái en www.cdbaby.com
Leslie Bibb
Leslie Louise Bibb (Bismarck, Dakota del Norte, Estaos Xuníos, 17 de payares de 1973) ye una actriz de cine, televisión y modelu estauxunidense. Bibb ye la menor de cuatro hermanes. El so padre morrió cuando solo tenía tres años. Darréu camudóse cola so familia a Richmond, Virginia, onde asistió al colexu femenín Saint Gertrude.
El programa de Oprah Winfrey y l'Axencia Elite llevaron a cabu una busca de modelos en tol país. La madre de Leslie presentó les semeyes de la so fía de 16 años. El xuráu de celebridaes conformáu por John Casablanca, Naomi Campbell, Linda Evanxelista y Iman, escoyeron a Leslie pa ser la ganadora. Depués ella viaxa a Nueva York pa roblar un contratu cola Axencia Elite. Ella modela esi branu y va a Xapón. Leslie apaeció en producciones de les revistes Maxim y FHM.
El so primer papel foi na película "Private Parts". Dempués intervieno na segunda temporada de la serie de televisión "The Big Easy".
Leslie tamién participó en series como ER, y Line of Fire.
En 1999–2001, protagonizó la serie de Televisión Popular. Tamién participó nun episodiu de Nip/Tuck en 2004.
En 2008 participó en Iron Man, interpretando'l papel de Christine Everhart, una corresponsal que trabaya pa la revista Vanity Fair. Papel que volvió interpretar en 2010 en Iron Man 2.
Bibb casóse col banqueru Rob Born el 22 de payares de 2003, en Zihuatanejo, Méxicu. La pareya divorcióse'l 7 d'avientu de 2004. Dende 2007 ta en pareya col actor estaunidense Sam Rockwell, al pie de quien actuó en Iron Man 2.
Abner Biberman
Abner Biberman (1 d'abril de 1909, Milwaukee – 20 de xunu de 1977, San Diego) foi un reconocíu actor y direutor norteamericanu.
Charles Bickford
Charles Bickford (1 de xineru de 1891–9 de payares de 1967) foi un actor estauxunidense.
Bickford nació en Cambridge (Massachusetts), nel primer minutu de 1891. Quintu d'ente siete hermanos, Charles foi un mozu intelixente, pero bien independiente ya indisciplináu. Cuando tenía nueve años foi xulgáu y absueltu pol intentu d'asesinatu d'un motorista que por fuerza pillara al so perru. Mientres la so adolescencia viaxó al debalu polos Estaos Xuníos, anque darréu llegó a graduase nel Institutu Tecnolóxicu de Massachusetts. 
Antes d'empezar a actuar, trabayó como lleñador, promotor d'inversiones, y mientres un curtiu periodu dirixió un negociu d'esterminiu de pestes. Finalmente xunióse a una compañía de teatru cola que viaxó polos Estaos Xuníos mientres más d'una década, interviniendo cola mesma en delles producciones. Mientres una representación nuna obra de Broadway llamada "Outside Looking In," foi afayáu pol llexendariu direutor Cecil B. DeMille, que-y ufiertó un contratu colos estudios Metro-Goldwyn-Mayer. Llueu empezó a trabayar con MGM en numberosos proyectos. 
Convertir nuna estrella n'interpretando al amigu de Greta Garbo en "Anna Christie" (1930), pero nunca aportó a intérprete de grandes papeles románticos. Siempres con mentalidá independiente, de calter fuerte y rápido colos puños, Bickford aldericaba con frecuencia y dacuando llegaba a les manos con Mayer. Mientres el rodaxe de la película de DeMille "Dynamite", pegó al so direutor, polo que finalmente s'atopó na llista negra de la MGM. Comprensiblemente, la so asociación con MGM duró pocu, y Bickford foi un actor independiente mientres dellos años. Darréu robló colos estudios 20th Century Fox, onde se-y garantizó qu'interpretaría papeles principales. Sicasí, Bickford resultó mancáu por un lleón mientres rodaba "East of Java" en 1935. Anque se recuperó del ataque, perdió'l so contratu cola Fox, según la so status de protagonista, por cuenta de los estensos repulgos que-y quedaron como secuela, según a la so yá avanzada edá.
Sumiendo la posibilidá de faer papeles protagonistes, Bickford buscó papeles d'actor de calter. Equí atopó los sos mayores ésitos, tantu nel cine como más tarde na televisión. La so constitución robusta, les sos facciones marcaes, empareyaes col so aspra pero poderosa voz, lleváronlu a ser escoyíu nuna gran variedá de papeles en producciones d'alta calidá. De cutiu interpretaba papeles de padres queríos, decidíos homes de negociu, matones, capitanes de barcu o figures autoritaries de diversu tipu. A lo llargo de los años cuarenta foi nomáu en trés causes al Óscar al meyor actor de repartu. 
Nos sos últimos años, Bickford interpretó al rancheru John Grainger, propietariu del "Ranchu Shiloh" na serie de la NBC "El Virginiano". Finó en Los Angeles por causa de una infección sanguínea, a los 76 años d'edá. Casárase en 1919 con Beatrice Loring. Tuvo un fíu, Rex, y una fía, Doris.
Michael Biehn
Michael Connell Biehn (Anniston, Alabama, 31 de xunetu de 1956) ye un actor estauxunidense. Participó en delles películes incluyendo "The Terminator" (1984) según tamién en "Aliens, el regresu" (1986), "The Abyss" (1989), "Tombstone" (1993), y "La Roca" (1996). Tamién cunta con participaciones en televisión ("Hawaii", o "Adventure Inc.") y videoxuegos ("", o "").
Ye'l fíu de Marcia Connell y Don Biehn. Cuando yera bien nuevu camudar cola so familia a Lincoln, Nebraska, y más tarde a Lake Havasu, Arizona. Estudió na Universidá de Arizona.
El so primer papel definitivu nuna película foi na esitosa Grease, anque nunca foi acreditáu por ello. La so escena incluyía al personaxe de John Travolta cutiéndo-y nel estómagu mientres un partíu de baloncestu.
Tres una serie de films nos qu'exercía de secundariu, como Coach o The Fan, un desconocíu James Cameron concedió-y el papel d'héroe na so película The Terminator. La película, de poco presupuestu, consiguió (contra tou pronósticu) calar nel públicu, convirtiéndola darréu nuna obra de cultu de ciencia-ficción. La relación ente Bienh y Cameron resultó en más collaboraciones posteriores, toes d'ésitu; Aliens en 1986, The Abyss en 1989 y la secuela de la so primer collaboración Terminator 2 (anque la participación de Biehn nel filme ta apostrada a les versiones doméstiques en DVD, tantu la versión estendida como la versión del direutor). Esto convertir nel actor con más collaboraciones con James Cameron (xuntu con Bill Paxton).
Biehn caltúvose xeneralmente en posición de secundariu en filmes d'amenorgáu presupuestu o consideraes de serie-B, por eso Biehn fadióse cuando'l so personaxe de Aliens, Dwayne Hicks, foi esaniciáu del guion definitivu de la secuela "Alien 3". Nun principiu plantegóse qu'el so personaxe convertir nel héroe principal de la saga percima de Ripley (interpretada por Sigourney Weaver), pero los guionistes Walter Hill y David Giler camudaron el guion (el cual sufriera bastantes cambeos) que sería usáu pa la película, nesi guion el personaxe de Bienh yera masacrado de primeres del filme, Biehn consideró esto una falta de respetu y pidió la mesma cantidá de dineru que cobró pola anterior película, la productora negóse y el so personaxe nun foi usáu.
Mientres la década de los 90 Biehn dedicóse casi puramente a papel en producciones de acciónen producciones cinematográfiques d'altu presupuestu; tales como "La Roca" de Michael Bay, "Navy SEALs" de Lewis Teague o "Tombstone" de George P. Cosmatos. Según tamién participó en producciones televisives d'amenorgáu presupuestu; Deep Rede, Blood of the Hunter o Frame by Frame. Primero que acabara'l S. XX punxo la so voz per primer vegada nun videoxuegu; "Command & Conquer: Tiberian Sun". En televisión, el so papel meyor catalogáu foi como l'Oficial Randall Buttman en "Hill Street Blues".
Tres la entrada del nuevu mileniu les sos participación en filmes baxó en relevancia, entá asina participó en filmes d'altu presupuestu como "L'Arte de la Guerra", "Clockstoppers" o "Planet Terror". Tamién destacó'l so papel en series de curtia duración: "Adventure Inc.", que constaba d'una temporada de 22 episodios y, nel añu 2004, na cadena NBC, "Hawaii", pero foi atayada pola so escasa audiencia. James Cameron pretendía que Biehn participara na so película del 2009, "Avatar"; pero finalmente nun asocedió, yá que Cameron argumentaba que la participación de Sigourney Weaver y Biehn recordaría al públicu a "Aliens".
Debutó na dirección na película de 2010; "The Blood Bond", pero Biehn renegó d'esta película. El so segundu filme como direutor ta escritu pol y la so novia, Jennifer Blanc, "The Victim", estrenada nel añu 2011. Biehn va interpretar de nuevu al personaxe Dwayne Hicks na secuela de Aliens dirixida por Neill Blomkamp.
Biehn tuvo casáu en dos causes. La primera con Carlene Olson el 11 de xunetu de 1980, cola que tuvo ximielgos
Devon y Taylor (nacíos en 1984). Divorciáronse siete años dempués de la so unión. Nel añu 1988 casóse con Gina Marsh, cola que tendría dos fíos Caelan Michael (nacíu'l 11 d'abril de 1992) y Alexander (nacíu'l 19 de marzu de 2003. Anguaño ta saliendo cola actriz Jennifer Blanc.
Jessica Biel
Jessica Claire Biel (3 de marzu de 1982, Ely, Minnesota) ye una exmodelu y actriz d'Estaos Xuníos que protagonizó delles películes de Hollywood, incluyendo "Summer Catch" (2001), "La matanza de Texas" (2003), "" (2005), "L'Ilusionista" (2006) y " Yo declarar home y... Larry" (2007). Ye conocida por interpretar a Mary Camden na serie de drama familiar "7th Heaven".
Jessica Claire Biel nació en Ely, Minnesota, fía de Kimberly Biel (Conroe, apellíu de soltera), una ama de casa, y Jon Biel, un empresariu. Tien un hermanu menor, Justin, que nació en 1985. Biel ye descendiente de nativos americanos (choctaw), alemanes, franceses, ingleses y irlandeses. La familia Biel vivió en Texas, Connecticut y Illinois, enantes d'establecese finalmente en Boulder, (MIAMI)
Primeramente Biel practicaba pa convertise en cantante, y apaeció en delles producciones musicales de la so ciudá natal. A los 12 años, Biel asistió a The International Modeling and Talent Association Conference en Los Angeles, onde foi afayada por una axencia de talentu pa la cual robló. Empezó'l so trabayu como modelu faciendo anuncios impresos, según los qu'apaecen en comerciales pa productos tales como Deluxe Paint y Pringles. Biel tuvo'l papel protagonista nun curtiu musical de baxu presupuestu tituláu "It's a Dixital World".
A los 14 años, audicionó pa dellos pilotos de televisión. Biel foi escoyida pa personificar a la hermana mayor del drama familiar "7th Heaven". Orixinalmente, taba planiáu que'l show saliera al aire por FOX, pero foi camudáu por The WB Television Network. "7th Heaven" duró 11 temporaes, polo que ye'l drama familiar de más llarga duración na hestoria de la televisión, y tamién se convirtió nel show con más altu rating de The WB.
El primer papel de Biel nun llargumetraxe foi nel aclamáu drama de la nieta de Peter Fonda llamáu "Ulee's Gold ", estrenáu en 1997. Ellí interpretaba a una adolescente gótica y rebalba, papel pol cual llogró un Young Artist Award. Na primavera de 1998, mientres un descansu de les grabaciones de "7th Heaven", Biel protagonizó la película de navidá "I'll Be Home for Christmas", xuntu a Jonathan Taylor Thomas.
En 2000, mientres la cuarta temporada de "7th Heaven", Biel comentó que se cansó d'interpretar al sanu neñu predicador, y culpó a la serie de da-y una imaxe "llimpia", yá que por eso perdió un papel en"American Beauty" (papel que se-y dio a Thora Birch). Nun últimu intentu de que la despidieren y rematara el so contratu, posa semi-desnuda pa la portada de la revista "Gear". Fans y el productores de "7th Heaven" indignáronse, y la sesión fotográfica encendió tamién un gran discutiniu, yá que Biel yera una menor d'edá nesi momentu.
En 2001, Biel actúa al pie de Freddie Prinze, Jr. en "Summer Catch". L'añu siguiente, interpreta a la promiscua Lara, una estudiante, en "The Rules of Attraction", una adaptación de la novela de Bret Easton Ellis del mesmu nome.
Dempués de dexar "7th Heaven" na sesta temporada, Biel interpreta a la heroína del remake de "The Texas Chainsaw Massacre". Nel iviernu de 2003, Biel empieza a trabayar na tercer entrega de "Blade", "". Casi darréu terminada la filmación de "Blade Trinity" en 2004, viaxa a Australia pa empezar col rodaxe de película d'acción/thriller "". Gran parte del filme foi rodáu a bordu USS "Abraham Lincoln". Dambes películes fueron bastante criticaes y fracasos na taquilla. "Stealth" con un presupuestu de $130 millones, llogró recaldar namái $ 76 millones en tol mundu. Biel tamién fixo una notable caméu na película "Cellular " de 2004, que protagonizó col so entós noviu na vida real Chris Evans.
La carrera cinematográfica de Biel empezó cuando encarnó a la duquesa Sophie von Teschen en "The Illusionist", coprotagonizada con Edward Norton y Paul Giamatti. la película recibió munches crítiques positives, y foi un cambéu na trayectoria de Biel, qu'enantes tuvieren papeles más contemporaneos. Ella foi galardonada col Premiu Rising Star nel Palm Springs International Filme Festival y ganó un Achievement Award na Newport Beach Filme Festival pola so actuación.
Nel filme de 2006, "Home of the Brave", Biel interpreta a una veterana de la guerra d'Iraq, un drama alrodiu de los soldaos que lluchen p'afaese na sociedá dempués d'enfrentar la guerra. La so actuación foi bien recibida, pero comercialmente el filme foi un fracasu. Dempués de tala presentando en cines, el filme finalmente foi directu al DVD a finales de 2007. Biel y el so coprotagonista de "Home of the Brave", Samuel L. Jackson fueron nomaos polos Prism Award poles sos respectives actuaciones.
Mentanto, dempués de tres años d'ausencia, Biel sosprendió a'l telespectadores al tornar a lo que sería'l final de la serie "7th Heaven" (darréu'l show foi anováu inesperadamente nel últimu minutu por The CW Television Network). L'episodiu yá fueren puestes, pero la productora y creadora Brenda Hampton decidió que Biel tenía qu'apaecer nel episodiu, finalmente Biel llegó a un alcuerdu d'apaecer nes escenes mientres el descansu de la filmación de la so próxima película "Next" de 2007. Nel filme "Next", Biel actúa al pie de Nicolas Cage y Julianne Moore. De siguío, protagoniza la comedia de branu, "I Now Pronounce You Chuck and Larry", coprotagonizada con Adam Sandler y Kevin James. Al igual que la so película anterior, "The Texas Chainsaw Massacre", "Chuck and Larry" tien munchu espectadores, siendo númberu 1 na taquilla na so primer selmana. Ella tamién produció y protagonizó un curtiumetraxe tituláu "Hole in the Paper Sky", llanzáu en 2008.
Biel foi convidada pa presentar a los nomaos nos Premios Globu d'Oru con Rosario Dawson y Matthew Perry y los Premiu Óscar en 2007. A finales del mesma añu, Biel representó a una stripper en "Powder Blue". Ella va compartir set con Forest Whitaker (quien produció tamién el filme) Ray Liotta y Patrick Swayze. Ésti ye'l so primer filme en faer escenes de desnudos.
A empiezos de 2008, Biel voló a Inglaterra para filmar "Easy Virtue", una adaptación de Noël Coward. Al igual que la novela, la película desenvolver na década de 1920 y Biel interpreta a una vilba, Larita, que contrai matrimoniu, nun impulsu del momentu, con John Whittaker en Francia, pero tienen de faer frente a la desaprobación de la familia del home cuando tornen a Inglaterra. El filme estrenóse en septiembre de 2008, nel Toronto International Filme Festival.
N'abril de 2008, Biel empezó a trabayar na sátira policial "Nailed", con Jake Gyllenhaal. La película xira en redol a una muyer que por fuerza se cute la cabeza y conviértese nuna ninfómana. Volvió a filmar a finales de xunu depués de dellos problemes. La película va ser llanzada en 2009. Biel ta trabayando n'otres películes, incluyida l'animación de ciencia ficción "Planet 51", a la que Biel va emprestar la so voz. Tamién ta coproduciendo y actuando en "Die a Little", una adaptación contemporanea de la novela por Megan Abbott. Inda nun hai una fecha alcordada pal empiezu del rodaxe.
Jessica interpreta 2 cantares na banda sonora de Easy Virtue. "Mad About the Boy" y "When the Going Gets Tough". Llanzaos el 3 de payares.
Ente 1998 y 2001 tuvo una relación col actor Adam LaVorgna. Ente los años de 2004-2006 tuvo una relación col actor Chris Evans, meyor conocíu pol so papel en Capitán América. 
En xineru de 2007, empezó a salir col cantante y actor Justin Timberlake, con quien fuera fotografiada en delles ocasiones. Comprometer n'avientu de 2011. La pareya casó'l 19 d'ochobre de 2012 nel complexu Borgo Egnazia en Fasano, Italia.
N'Ochobre de 2014 dar a conocer que taría esperando'l so primer fíu al pie de Justin Timberlake. En payares de 2014 confirmóse l'embaranzu de l'actriz. El 11 d'abril del 2015 nació'l so fíu, Silas Randall Timberlake.
El 18 de xunetu de 2006, Biel participó na puya de caridá p'aumentar los fondos pa médicos de la moza Molly Bloom de Coloráu, quien foi mancada nun accidente de coche. John Schiffner de Fergus Falls, Minnesota ufiertó $30,000 pa tener una cena con Biel. "Te prométolo soi una cita barata," Biel acutó. Biel y Schiffner cenaron nel restorán The Palm en Denver. el 18 d'agostu de 2006.
A principios de 2007, Jessica cofundó el Make the Difference Network col so padre, Jon Biel, y otru sociu, Kent McBride. Make The Difference Network (MTDN) ye una rede social, empobinada a conectar a organizaciones ensin fines d'arriquecimientu con posibles donantes y asina aumentar la conciencia de les pequeñes y medianes organizaciones ensin fines d'arriquecimientu. La misión de MTDN ye democratizar dando visibilidá a miles d'organizaciones ensin fines d'arriquecimientu y potenciar posibles donantes pa buscar, escoyer y financiar estes organizaciones específiques de "deseos" y, de siguío, pa ver les resultancies de les sos dar. Make the Difference Network presentar nel Clinton Global Initiative en 2007, onde se comprometieron a democratizar al traviés del usu d'una rede social.
Craig Bierko
Craig Philip Bierko (Rye Brook, Nueva York, 18 d'agostu de 1964) ye un actor de cine, teatru y televisión estaunidense.
Craig Bierko nació en Rye Brook, Nueva York, fíu de Pat y Rex Bierko, quien trabayaba nun teatru local. Bierko estudió periodismu na Universidá de Boston y depués na Universidá de Northwestern (onde se graduó en 1986). La so madre yera xudía y convirtióse al catolicismu, criándolo como católicu, anque él dixo que ta "bien conectáu" col so orixe xudíu.
Tuvo relaciones sentimentales con actrices como Charlize Theron, Gretchen Mol (con quien trabayó en "The Thirteenth Floor"), Janeane Garofalo y Meg Ryan.
Bierko consiguió'l so primer papel importante en 1990 xuntu a Valerie Bertinelli y Matthew Perry na sitcom de la CBS "Sydney", sicasí la producción duró solo 13 episodios. Siguió faciendo papeles en series de televisión como "Amen", "Wings" y "Ally McBeal". Bierko ye, quiciabes, mayormente conocíu polos sos papeles como Timothy na película d'acción "The Long Kiss Goodnight" (1996), como'l boxeador Max Baer en "Cinderella Man", como Tom Ryan en "Scary Movie 4" (asonsañando a Tom Cruise) y como Harold Hill na obra de Broadway "The Music Man". Amás protagonizó "The Thirteenth Floor" (1999), una película de ciencia ficción na que fai'l papel de Douglas Hall.
Orixinalmente foi escoyíu pa interpretar a Chandler Bing na serie "Friends", pero refugó'l papel. En televisión tuvo un curtiu papel como'l músicu de jazz amigu de Carrie Bradshaw (Sarah Jessica Parker) na cuarta temporada de "Sex and the City". Tuvo otru curtiu papel como l'abogáu Jeffrey Coho mientres la tercer temporada de la serie "Boston Legal" y como protagonista na comedia de FOX "Unhitched". Amás foi contratáu pal papel de Dave Lister nel pilotu de la versión estaunidense de "Nanu Coloráu", pero nun llegaría a convertise nuna serie.
Jason Biggs
Jason Matthew Biggs (Conceyu de Pequannock, Nueva Jersey; ) ye un actor estauxunidense qu'algamó la fama col so papel de Jim Levenstein na saga risible "American Pie". Anguaño interpreta a Larry Bloom na serie Orange Is the New Black.
Biggs nació en Pompton Plains, Nueva Jersey, fíu de Angela, una enfermera, y Gary Biggs, un xerente d'una compañía d'unviada. Creció en Hasbrouck Heights, Nueva Jersey, y asistió al Hasbrouck Heights High School. Biggs tuvo ésitu nos deportes mientres taba na secundaria, en tenis y llucha llibre. Ganó un títulu estatal nel so últimu añu y avanzó a les rondes finales nun tornéu nacional.
Biggs ye italo-americanu y católicu romanu; él mentó n'entrevistes que ye de cutiu escoyíu como un personaxe xudíu, como lo foi en "American Pie" (otros exemplos inclúin en "Saving Silverman" y "Anything Else"), anque nun ye xudíu.
En xineru de 2008, comprometer cola actriz Jenny Mollen; y casáronse el 23 d'abril de 2008. Anguaño vive en Los Ánxeles, California.
Biggs empezó a actuar a los cinco años. En 1992, fixo'l so debú en televisión na serie "Drexell's Class". Tamién fixo un especial de HBO, "The Fotis Sevastakis Story", por cuenta de los argumentos de concesión de llicencies, nunca salió al aire. Esi mesmu añu, Biggs debutó en Broadway, en "Conversations with My Father", que lo ayudar a participar en "As the World Turns". Tuvo nomáu por un premiu al Meyor Actor Nuevu nuna telenovela nos Premios Emmy por esti papel.
Biggs asistió a la Universidá de Nueva York dende 1996 a 1997, pero pocu dempués, tornó a siguir la so carrera d'actuación. Actuó n'otra serie, "Camp Stories" en 1997. Depués protagonizó en "American Pie", que foi un ésitu internacional y tuvo cuatro secueles (con Biggs), siendo la última entrega nel 2012 y cuatro "spin offs" (que nun son protagonizaes por Biggs). Biggs aceptó papeles en películes como "Loser" en 2000, y otres. En 2004 y 2005, Biggs interpretó a un xudíu ortodoxu en "Modern Orthodox", en Nueva York. En 2006, foi vistu nel realy show de MTV "Blowin' Up", con Jamie Kennedy y Stu Stone.
Biggs apaez na película "Jay and Silent Bob Strike Back", con James Van Der Beek como Jay. Apaeció n'otres películes, como "Texas Rangers, Scary Movie" y "Over Her Dead Body".
Biggs retomó'l so papel como Jim Levenstein en "", llanzada'l 6 d'abril de 2012.
John Billingsley
John Billingsley (20 de mayu de 1960) ye un actor estaunidense, conocíu por interpretar a Doctor Phlox na serie de televisión "".
A principios de la década de 1990, Billingsley empezó a apaecer en papeles menores en cine y televisión.
Trabayó nun episodiu de "The X-Files", interpretando a un amigu de The Lone Gunmen que termina siendo un espía del gobiernu. Fixo'l papel del profesor Miles Ballard na serie "The Others", y más tarde fixo del excéntrico estraterrestre Doctor Phlox na quinta serie de "Star Trek", "". Fixo d'él mesmu nun episodiu de "Roswell" qu'utilizó l'escenariu de "Enterprise". El mesmu añu protagonizó la película independiente "Breathing Hard" (2000). En 2002, foi actor invitáu nun episodiu de "Stargate SG-1", interpretando a un científicu. Amás tuvo un papel de repartu interpretando al amigu de Denzel Washington en "Out of Time" (2003).
Rachel Bilson
Rachel Sarah Bilson (Los Angeles, Estaos Xuníos, 25 d'agostu de 1981) ye una actriz estaunidense. Dempués d'interpretar personaxes de teatru en "Bye Bye Birdie", "Once Upon A Mattress" y "The Crucible", Rachel pasó a realizar papeles en series de televisión. Con "The O. C." algamó la fama y tamién participó en "8 Simple Rules", "Buffy The Vampire Slayer" y "Chuck". Darréu dio'l saltu al cine, apaeciendo en películes como "The Last Kiss" y "Jumper".
Bilson nació en Los Angeles (California), fía de Janice, terapeuta sexual, y de Danny Bilson, escritor, direutor y productor. El padre de Rachel ye xudíu y la madre, nacida en Filadelfia, ye italoamericana. El padre de Rachel provién d'una familia con negocios nel mundu del espectáculu; el so bisagüelu, George Bilson (nacíu en Leeds, Yorkshire, Reinu Xuníu), yera'l direutor del departamentu de tráilers de RKO Pictures, ente que la so bisagüela de Brooklyn, Hattie Bilson, yera guionista y el so güelu, Bruce Bilson, ye un direutor de cine. Tien 2 hermanes menores, Hattie y Rosemary. Los padres de Rachel divorciar nel so niñez, y en 1997 el so padre volvió casase cola actriz Hather Medway con quien tien dos fíos llamaes Hattie y Rosemary(hermanes per parte de padre de Rachel)
Rachel tuvo una dómina autodestructiva y rebalba mientres la so adolescencia. Cuando tenía 16 años viose envolubrada, xuntu con unos amigos del so hermanu, nun accidente automovilísticu. De resultes d'ello, Rachel tuvo dellos díes inconsciente, tien un repulgu enriba del güeyu derechu, y dacuando sufre migrañes y perdes de memoria.
Empezó la universidá, pero dexar tres un añu, siguiendo los conseyos d'el so padre que lu animó a que lluchara por faer se un buecu nel mundu del arte dramático. Empezó per emprestar la so imaxe en campañes publicitaries, y en 2003 fixo'l so debú na pequeña pantalla. N'agostu de 2003 apaeció per primer vegada como Summer Roberts en "The O. C.", y magar que nun s'esperaba qu'el so personaxe tuviera un llargu percorríu na serie, acabó per ser parte de la repartida regular de la serie, protagonizando una relación sentimental con Seth Cohen, personaxe realizáu por Adam Brody, quien foi la so pareya tantu dientro como fora de la pantalla. 
L'ésitu de "The O. C." ente'l públicu nuevu fíxo-y acreedora de dellos premios, ente los que destaquen los consiguíos nel Teen Choice Awards de 2005. El so debú nel cine foi en 2006 de la mano del direutor Tonny Goldwyn na película "The Last Kiss", versión de la italiana "L'peracabo bacio". Al pie de ella apaecen Zach Braff y Jacinda Barrett ente otros. Más tarde apaeció en "Jumper", un filme d'acción protagonizáu por Hayden Christensen y empobinada por Doug Llimen, que llogró un notable ésitu de taquilla en 2008. Esi mesmu añu apaeció en dos capítulos de la serie televisiva "Chuck", onde trabayó per segunda vegada pa Josh Schwartz, quien tamién foi creador de "The O. C.".
Apaeció en "New York, I Love You", xuntu con Natalie Portman, Robin Wright Penn, Blake Lively y Shia LaBeouf, nuna de los dolce pequeñes hestories que componen esta película. A finales de setiembre de 2008 empezó a rodar "Waiting for Forever" una comedia romántica independiente. Apaeció como estrella convidada en cuatro episodios de la serie "How I Met Your Mother".
Profesionalmente reconoz que la so intención ye apaecer en películes y, anque s'amuesa bien estimada al so papel en "The O. C.", nun cree que la so cancelación tres la so cuarta temporada fuera un gran revés, sinón la oportunidá de participar en nuevos proyectos.
Nel 2011 'protagonizó la serie HART OF DIXIE , onde interpreta a la la Dra. Zoe Hart qu'aspira a ser como'l so padre y convertise nuna ciruxana cardiotorácico. Dempués de cuatro años de residencia nun hospital de Nueva York, Zoe nun llogra una beca y ocupa una ufierta pa treslladase escontra'l Sur y el trabayu nuna pequeña clínica de medicina na ciudá de Bluebell. Ellí, ella afaya qu'el so padre biolóxicu diéra-y la posición; Zoe decide quedase na clínica col fin d'aprender más sobre él .Depués n'ochobre de 2012 gracies a el so popularidá estrenó la segunda y tercer temporada
Caltuvo una relación sentimental col so compañeru de repartu Adam Brody dende 2003 hasta finales de 2006. Al poco tiempu, a finales del añu 2006, empezó a salir col so compañeru de repartu en "Jumper", Hayden Christensen, col que sigue na actualidá.
La so guapura nun pasó desapercibida, ostentando en 2008 el puestu 30 nel ranking de la muyer más sexy del mundu según la versión estaunidense de la revista FHM. Posó como modelu fotográfica pa delles revistes. Tamién foi destacada como una de les actrices meyor vistíes del momentu. Ella mesma declárase "fashionista", y confiesa tener como referentes a Kate Moss y al estilu Annie Hall al que dio vida Diane Keaton na película de mesmu títulu. Realizó una coleccón de moda pa DKNY llamada Edie Rose. 
Anguaño vive en Los Angeles cola so pareya Hayden Christensen.
Rachel y la so pareya Hayden Christensen anunciaron en mayu de 2014 que taben esperando'l so primer fíu. El 29 d'ochobre de 2014 dieron la bienvenida a la so fía, Briar Rose Christensen, que nació en Los Angeles, California. 
"Waiting for Forever" (2010) - Emma Twist
Thora Birch
Thora Renee Birch (n. 11 de marzu de 1982) ye una actriz d'Estaos Xuníos. Empezó la so carrera nos años 90, trabayando en películes como "Hocus Pocus" (1993), "Now and Then" (1995) y "Alaska" (1996). Dende los años '90 empezó a tener papeles más maduros, destacar en películes como "American Beauty" (1999), "The Hole" (2001) y l'aclamada "Ghost World" (2001). Amás recibió nominaciones pa los premios Emmy, Globu d'Oru y BAFTA, ente otros.
Nacida'l 11 de marzu de 1982 en Los Angeles, California. L'apellíu orixinal de la familia yera "Biersch", proveniente d'Alemaña. El nome "Thora" ye l'equivalente femenín de "Thor", un dios de la mitoloxía.
En 1988 empezó cola actuación, cuando interpretó'l papel de Molly na serie televisiva "Day by Day". Esi mesmu añu debutó nel cine, con un papel en "Purple People Eater" (1988).
En 1995 actuó na película "Now and Then", xuntu a Gaby Hoffmann, Christina Ricci, Demi Moore y Melanie Griffith.
Al añu siguiente filmó "Alaska", onde interpretó a Jessie Barnes, una moza que se camuda a Alaska col so padre y el so hermanu, dempués de la muerte de la so madre.
Más tarde, en 1999, Birch llogra bona crítica a nivel mundial gracies a el so papel de Jane Burnham na película "American Beauty".
Dempués de tener papeles principales en "The Smokers" (2000), "Dungeons & Dragons" (2000) y "The Hole" (2001), Birch foi contratada pa "Ghost World", xuntu a Scarlett Johansson y Steve Buscemi. Anque la película nun foi un gran ésitu de la taquilla, foi bien emponderada polos críticos y consolidóse como película de cultu ente los sos siguidores, de la que l'actuación de Birch resultaba igualmente emponderada, lo que-y mereció una nominación al Globu d'Oru como meyor actriz.
Laurie Bird
Laurie Bird (n. Long Island, New York, Estaos Xuníos; 26 de setiembre de 1953 - f. New York City, New York ; 15 de xunu de 1979) foi una actriz de cine y teatru, y una gran fotógrafa estaunidense.
Bird foi una nueva actriz norteamericana que la so madre finó cuando ella tenía tan solu trés años. El so padre, trabayaba llargues hores como inxenieru eléctricu , y amás foi ex un marín d'Estaos Xuníos. A pesar de que tenía dos hermanos, la so infancia foi bien solitaria y murnia.
Foi denominada pol columnista de Hollywood, Kleiner Dick, como una "inocente Hayley Mills".
Magar filmó solu trés películes mientres la so curtia trayectoria, fueron lo suficientemente populares como pa dexar una buelga nel mediu del espectáculu.
Laurie fora trabayar como modelu cuando foi escoyida pol direutor Monte Hellman al rededor de 500 muyeres, pa representar a una neña nel filme "Two-Lane Blacktop".
En "Two-Lane Blacktop" tamién amosó les sos dotes de cantante al faer un Soundtrack de la tema "Satisfaction".
Bird tamién se desempeñara como fotógrafa nel filme "Cockfighter" y disparó la semeya de portada para Art Garfunkel nel so álbum de 1977, "Watermark" . Tamién en 1974 trabayó como técnica de llume na serie televisiva "Within These Walls".
Tuvo arreyada románticamente col so direutor Monte Hellman , y más tarde con Art Garfunkel mientres dellos años.
Laurie Bird quitóse la vida'l 15 de xunu de 1979, nel áticu de departamentu del so entós noviu Garfunkel tres una sobredosis de Valium. Según declaraciones atopábase sumida nuna fonda depresión.. Nel funeral de Bird, el so padre reveló que la muerte de la so madre, que se pensaba que foi por un cáncer d'ovariu , tamién foi un suicidiu. L'artista supo dicir falar nuna entrevista sobre la so novia:
La so postrera pareya, que lu escribiera nel so homenaxe un poema en prosa tituláu "Still Water" nel so intentu de faer frente a la so muerte, dedicólu en 1988 el so álbum "Scissors Cut" y "Lefty". Ésti ufiertaba una fotografía parcial d'ella nel so parte posterior.
Mary Birdsong
Mary Birdsong (n. 18 d'abril de 1968) ye una actriz, comediante, escritora y cantante estaunidense.
Birdsong nació en Long Beach Island, Nueva Jersey, una de cinco hermanes. Interpretó'l papel de "Kai Mitchell", xuntu a George Clooney na película de Alexander Payne "The Descendants". Ye meyor conocida pol so papel como diputada Cherisha Kimball na serie de Comedy Central "Renu 911!". Tamién ye conocida pola so imitación de Judy Garland. Ye una ex corresponsal de "The Daily Show" y "Crossballs". Como actriz de voz, apaeció en series d'animación como "Stroker and Hoop" y "Harvey Birdman, Attorney at Law", según el videoxuegu más vendíu "". Ye llectora de la versión en audiolibro del llibru de 2007 de Bridie Clark, "Because She Can". Canta nes bandes de rock Cottonhead y 99 Cent Whore.
Dende xunetu 2006 hasta xineru 2007, Birdsong actúo na comedia musical "Martin Short: Fame Becomes Me", xuntu a Martin Short, Marc Shaiman, Nicole Parker, Brooks Ashmanskas y Capathia Jenkins. En 2007, ganó un Premiu Theater World pola so actuación. El 29 de xineru de 2008, Birdsong xunir al elencu del musical de Broadway, "Hairspray". Interpretó'l papel de Velma Von Tussle, la intolerante, madre agresiva de teatru y productora de televisión. Birdsong abandonó la producción el 6 d'abril de 2008. Depués, interpretó'l so espectáculu d'una muyer "3 Days in the Tub: A Mama Drama" en Los Ánxeles nel Comedy Central Stage (setiembre de 2010) y la Fake Gallery (payares de 2010) y en Nueva York nel Joe's Pub (xineru de 2011), enantes de dir a San Francisco pa interpretar a Mona Ramsey na adaptación de ACT de "Tales of the City" de Armistead Maupin.
Mary, xuntu col autor Justin Halpern (Shit My Dái Says) y la comediante Jen Kober (American Reunion), actuaron como miembru del elencu de mayu 2012 de "Don't Tell My Mother! (Live Storytelling)", un escaparate comedia basada en Los Ánxeles.
Joey Bishop
Joey Bishop, de verdaderu nome Joseph Abraham Gottlieb (Nueva York, 3 de febreru de 1918 - Newport Beach, California, 17 d'ochobre de 2007) foi un conocíu cómicu mientres los años 60, cuando los sos shows, tantu nel teatru como na televisión, consiguieron un notable ésitu. Sicasí, la so fama foi efímera, y una década más tarde yá sumiera prácticamente de la primer llinia de la escena pública.
Quiciabes por esta razón, Bishop foi sobremanera recordáu pola so pertenencia al llexendariu grupu d'amigos conocíu como los Rat Pack, lideráu por Frank Sinatra, y qu'incluyía personaxes pernomaos como Dean Martin, Peter Lawford y Sammy Davis, Jr.. Foi precisamente en collaboración con esti grupu con quien consiguió los sos mayores ésitos en diversos espectáculos en Les Vegues, o en filmes como 'Ocean's 11' y 'Sergeant 3'.
En 1960 foi'l maestru de ceremonies de la fiesta de celebración de la victoria presidencial de John F. Kennedy, tamién íntimu amigu de Sinatra. Bishop conociera al célebre cantante a mediaos de los años 50, cuando ésti propúnxo-y participar nel so espectáculu nel club Riviera. Foi según Bishop pasó a ser conocíu como'l cómicu de Sinatra. Magar tou, tuvo de cutiu la sensación que nun yera consideráu un verdaderu miembru de los Rat Pack, sinón más bien namái la so mascota.
Nació nel barriu neoyorquín del Bronx, foi'l quintu fíu d'una familia d'inmigrantes xudíos procedentes de Europa del Este, Jacob y Anna, cuando namái tenía tres meses, los sos padres decidieron treslladase a Filadelfia. Ellí'l so padre abrió un negociu de bicicletes, que combinaba con diversos trabajillos.
De neñu yá demostró'l so talentu pa la comedia, pos esfrutaba faciendo imitaciones de Edward G. Robinson y Jimmy Mientres. Dempués d'abandonar prematuramente l'institutu, formó una compañía musical y de comedia con dos amigos, los 'Bishop brothers'. El grupu consiguió l'ésitu abondu como pa tescender les fronteres de la so ciudá, llegando a actuar n'otres como Nueva York o Chicago.
Los hermanos rompieron al ser llamaos a files tres l'españíu de la II Guerra Mundial. Bishop xubió a sarxentu d'infantería d'un reximientu con base en Houston, Texas. Rematada la guerra, actuó en solitariu en diversos clubes de Nueva York hasta qu'atraxo l'atención de diversos productores televisivos.
En los 60, Bishop consiguió tener el so propiu programa televisivu na citada cadena, 'The Joey Bishop Show', que se convirtió nel espaciu estrella de la emisora en 1961. El show foi atayáu en 1965, pero volvió emitise en 1967, na rival ABC. A pesar d'un bon entamu, nun algamar l'ambiciosu oxetivu de los directivos de la cadena: desbancar al míticu 'Tonight's show' de Johnny Carson. En 1969, la so audiencia cayó en picáu, y foi canceláu. A partir d'entós, les sos apaiciones na televisión seríen esporádiques, y dedicóse namái a actuar en clubes y teatros.
Julie Bishop (actriz)
Julie Bishop (Jacqueline Wells: Denver, de Coloráu, 30 d'agostu de 1914 – Mendocino, de California, 30 d'agostu de 2001) foi una actriz cinematográfico y televisivo estauxunidense qu'actuó en más de 80 películes dende 1923 hasta 1957.
Usó profesionalmente el so nome auténticu hasta 1941. Nacida en Denver, Coloráu, tamién actuó nel teatru y nuna película col nome de Diane Duval. Empezó a usar el nome pol que sería más conocida cuando consiguió un contratu cola productora Warner Bros., yá que se-y esixía dichu cambéu. Hasta l'añu 1941 dedicóse casi en exclusividad al cine de serie B, con cerca de 50 películes en 17 años. 
Cola Warner fixo 16 filmes, incluyendo un papel secundariu en "Princess O'Rourke" (1943), con Olivia de Havilland y Robert Cummings. Interpretó'l papel femenín principal na película de Humphrey Bogart "Action in the North Atlantic" (1943), foi la muyer de Roxura Gershwin na película biográfica "Rhapsody in Blue" (1945), y remató los sos años con Warner en 1946 rodando "Cinderella Jones".
En 1949 Bishop trabayó en "Sands of Iwo Esbastia (Arenas Sangrientes)", xuntu a John Wayne. Ella foi una de les varies antigües coestrelles que trabayaren con Wayne (incluyendo a Laraine Day, Ann Doren, Jan Sterling, y Claire Trevor) y que repitieron col actor nel drama aeronáuticu de 1954 "The High and the Mighty". 
Julie Bishop tuvo casada con Walter Booth Brooks III, un escritor, del cual divorcióse en 1939. Darréu casóse col pilotu Clarence Shoop, col cual permaneció casada hasta 1968, añu de la muerte d'él. Tuvieron dos fíos, y unu d'ellos foi l'actriz Pamela Susan Shoop. En 1968 casar por última vegada, nesta ocasión con William F. Bergin, formando un matrimoniu que duró hasta'l fallecimientu de Bishop en Mendocino, California, en 2001, por causa d'una neumonía.
Stephen Bishop (músicu)
Stephen Bishop (San Diego, California, 14 de payares de 1951) ye un cantautor, actor y guitarrista estauxunidense.
Stephen Bishop nació en San Diego, California, y foi al institutu "Will C. Crawford High School". Tuvo un primera gran ésitu nes llistes musicales de singles en 1977 col so cantar On and On, qu'algamó'l númberu 11 nos Estaos Xuníos, perteneciente al LP "Careless", que llueu algamó la certificación de discu d'oru y foi nomáu al Grammy; otros ésitos del artista son "Save It for a Rainy Day" (del mesmu LP), "Everybody Needs Love", "Something New in My Life" and , tema principal de la banda sonora de la película "Tootsie". Realizó otres munches bandes sonores para películes, como "Esmadre a l'americana", qu'amás cantó en manera falsetto, o la contribución que realizó pa la banda musical de la película .
El so cantar "Separate Lives", cantada por Phil Collins y , de la película "White Nights", foi nomada al Óscar al meyor cantar orixinal, na , en 1986, perdiendo a favor de "Say You, Say Me", presente na mesma película. Bishop escribió'l cantar sobre la so rotura matrimonial cola actriz Karen Allen, quien tamién apaecía na película "Esmadre a l'americana". Cuando foi preguntáu por ello, dixo: "Escribo muncho meyor cuando tengo'l corazón rotu y toi murniu o murniu".
Bishop tamién escribió la tema de la película de 1984 "Unfaithfully Yours", remake del mesmu títulu de 1948, cantar que tuvo nel emisores de radiu en Estaos Xuníos por diches feches. Amás de dichu moderáu ésitu nes llistes de radiu, la banda sonora de la película nunca foi editada, anque'l cantar sí apaez nel álbum compilatorio "Best of Bish". La única edición adicional conocida d'esti cantar ye una edición nun vinilu promocional de 45 rpm.
En 1989, llanzó al mercáu'l so quintu álbum, llamáu "Bowling In Paris" (entemecíu cola sesiones de "Sleeping With Girls") con Phil Collins (co-productor y músicu en dellos cantares del discu), Eric Clapton, Sting, Steve Lukather, Ronnie Caryl, Michael Omartian (productor, y músicu en dellos cantares), Mo Foster, Adrian Llee, y otros. En 1987 el dúo noruegu de pop/swing Bobbysocks! grabó "Walking on Air", cantar de Stephen Bishop del so primer álbum, (como "Walkin' on Air") nel so LP "Walkin' on Air".
Los cantares de Bishop que saltaron a les llistes Top 100 son , qu'algamó'l númberu 25 en 1983, "Save It For a Rainy Day" (puestu númberu 22 en 1977), "On and On" (puestu númberu 11 en 1977), y "Everybody Needs Love" (puestu númberu 32 en 1978).
Amás de cantar la tema principal de la banda sonora de la película "Esmadre a l'americana", Bishop tuvo un caméu na mesma como aspirante a cantante de folk que la so guitarra James Belushi estroza. Bishop entá guarda dicha guitarra como una alcordanza. Tamién apaeció n'otra película, esta vegada de John Landis, "Los Blues Brothers", como un "guapu militar" qu'ataya'l so guardia mientres la carrera nel centru comercial. Bishop tamién tuvo un caméu en "Made in USA" (1977), como buscavidas.
El 11 de marzu de 1978 foi'l músicu invitáu especial del famosu "Saturday Night Live" de la cadena NBC. En 1986 participó nel cantar "The Heart Is So Willing" pal remake realizáu en 1981 del filme "Los Blanding yá tienen casa" y que'l so títulu foi "Esta casa ye una ruina", protagonizáu por Tom Hanks y Shelley Long. Tamién cantó'l cantar "We Can Do Anything" nos creitos finales del filme "Barney, la Gran Aventura: La Película". Bishop tamién participó na banda sonora de la película de Michael Douglas "El síndrome de China".
Danielle Bisutti
Danielle Nicole Bisutti (Los Angeles, California; 1 d'ochobre de 1976) ye una actriz y cantante d'Estaos Xuníos. Ye meyor conocida pol so papel d'Amanda Cantwell na serie de Nickelodeon "True Jackson, VP".
Bisutti apaeció en "Dharma & Greg" en 2001. Depués apaeció n'episodios de "Charmed" en 2003. Tamién nel añu 2003 foi estrella convidada en series como "The OC", "Cold Case", "Two and a Half Men" y "The Jamie Kennedy Experiment". Nos últimos años tamién foi vistu n'episodios de "Boston Legal", "Tiburón" y "Los Bruxos de Waverly Presta". En 2008 y 2009, ella apaeció como Emma Troutman en tres episodios de "Raising the Bar". Foi un personaxe principal de la serie "True Jackson, VP", amás tuvo delles apaiciones en delles series de TV y películes como Bones, Parks and Recreation, Last Man Standing, Castle, Criminal Minds, NCIS, y apocayá foi una de les protagonistes de la sesta entrega de la saga de peliculas de chucky, "The curse of chucky"(2013), como (barb). La so última apaición foi en "" interpretando al espíritu antagonista, la "Ma de Parker Crane".
Bisutti pasa'l tiempu como compositora. Cantares escritos orixinalmente por ella, como "Venice Underground", "April Moon", y "In the Presence of" utilizáronse en películes independientes. Nel 2003 en Los Angeles Music Awards, ganó'l premiu al "Meyor cantautora femenina". Tamién nesta ceremonia, el so cantar "Glimmer" foi nomada a "AAA Album of the Year" y el so cantar, "In Passing" recibió un Unanimous Choice Recipient Award por "Independent AC Single of the Year". En septiembre de 2004, Bisutti realizó nel Temecula Valley International Filme & Music Festival, na que "In Passing" foi escoyida pa "Top TVIFF Musical Artista Compilación CD" y la revista Music Connection apaez Bisutti en 2004 na llista "Hot 100 Unsigned Artists".
Bisutti nació y crióse en Los Angeles, California. El so padre yera un decorador de cine y televisión mientres 20 años. Na escuela secundaria, esquizó delles oportunidaes pa idealizar la so devoción pel mundu del espectáculu. Ella participó nel teatru, coru, danza, oratoria y alderique, según les actividaes deportives. Depués asistió a la Universidá Estatal de California Fullerton, onde recibió una Llicenciatura n'Actuación y Teatru Musical.
Bill Bixby
Wilfred Bailey Bixby (22 de xineru de 1934, San Francisco - 21 de payares de 1993, Century City), más conocíu como Bill Bixby, foi un actor de cine, teatru "underground" y televisión estauxunidense nomáu en trés causes a los Emmy. Anque tamién trabayó como direutor de cine y realizó dellos bolos, l'actor ye recordáu pol so papel de periodista en "El mio marcianu favoritu" (1963-1966) y el del científicu David Bruce Banner en "L'increíble Hulk" (1977-1982).
La so carrera estender a lo llargo de tres décades nes qu'apaeció n'escena, en diversos filmes y como protagonista de cinco series de televisión ente 1961 y 1992.
La primera d'elles foi "El mio marcianu favoritu", programa de la CBS tresmitíu ente 1963 y 1966, onde interpretó a Tim O'Hara, el nuevu reporteru amigu de Ray Walston.
Amás dio vida a otros personaxes como
Bill Bixby tamién foi direutor y pa él "Hulk" foi un bon trampolín: dirixió un episodiu mientres la temporada cuarta, según dos de tres películes pa televisión y dellos episodios de series de cultu y otres películes pa televisión.
Bixby taba escribiendo un guion pa la preparación d'una cuarta película de les aventures de "Hulk" en 1993, pero finó enantes de poder rematar el so proyectu.
Tamién exerció como direutor cinematográficu de cine de baxu presupuestu y como productor cinematográficu.
Morrió d'un recurrente cáncer de próstata en 1993.
En 1971 casóse con Brenda Benet y colla en 1974 tuvo al so únicu fíu: Sean Christopher Bixby, al que nun dexaba ver "L'increíble Hulk" pa evitar que'l neñu tuviera mieu a ver como'l so padre "tresformar nun ser verde y monstruosu" -a pesar de que'l personaxe de Hulk interpretar Lou Ferrigno-. En 1980 divorcióse de Brenda, y en 1981, con tan solo 6 años, Sean morrió y un añu más tarde la so ex muyer suicidóse. En 1991 volvió casase con Laura Jane Michaels, que quixo divorciase al enterase del cáncer que carecía'l so home. Un mes enantes de la so muerte, en 1993, casóse cola so enfermera: Judith Kliban. 
Bill Bixby, que ta soterráu na so casona de Kliban (Hawaii), foi homenaxáu pol aquel entós presidente estaunidense Bill Clinton pol so valor frente al cáncer -al igual qu'el so amigu Michael Landon-.
Alex Black
" Alexander Antonhy " Black ( * en Redwood City, California) ye un actor d'Estaos Xuníos de televisión y cine.
Apaeció en delles películes, según interpretó un papel secundariu en Embruxaes. Más apocayá trabayó en Manual de supervivencia escolar de Ned serie emitida pola canal Nickelodeon.
Jack Black
Thomas Jacob "Jack" Black (Santa Mónica, California; 28 d'agostu de 1969) ye un cómicu, actor, y músicu estauxunidense.
Fíu de Thomas Jack Black (d'ascendencia: Inglesa, escocesa, irlandesa, y alemana) y Judith Cohen (criada xudía), y descendiente del inglés , foi criáu xudíu, asistió a una escuela hebrea y tuvo una celebración de Bar Mitzvah.
Los padres de Black divorciáronse cuando tenía 10 años; él treslladóse a Culver City col so padre y con frecuencia visitaba la casa de la so madre.
El so padres inscribir nuna escuela secundaria privada diseñada específicamente pa los estudiantes con dificultaes nel sistema escolar tradicional.
Black tamién asistió a una escuela de Santo Mónica, California, onde se destacar en drama. Más tarde asistió a Universidá de California en Los Ánxeles.
L'actor ye primu del los actores Owen Wilson, Luke Wilson, y Andrew Wilson. Tamién del reconocíu otaku Dr. Werner Creixell de la Universidá Técnica Federico Santa María. Esisten reportes que constaten la so adicción a l'animación nipona y los Maruchan. Na Universidá de California conoció al so amigu Kyle Gass y por aciu d'este a Tim Robbins, quien-y consiguió un papel en "Ciudadanu Bob Roberts" (1992). Foi'l so amigu, miembru de la compañía de teatru "The actor's gang", quien lu enseñó a tocar la guitarra pa formar el grupu "Tenacious D".
En participando como secundariu en películes como "Dead Man Walking" (1995) o "The Cable Guy" (1996), Black algamó la fama internacional pol so papel en "Alta Fidelidá" (2000). A partir d'esi momentu empezó a protagonizar comedies como "Amor ciego" (2001) -xuntu a Gwyneth Paltrow- o "Escuela de rock" (2003) -que la so secuela "Escuela de rock 2" entá nun foi confirmada. En 2005, Peter Jackson contratar pa "King Kong" y un añu más tarde debutó como productor d'una película protagonizada por él mesmu: Nachu Llibre.
En 2006, amás de presentar los Nickelodeon Kids' Choice Awards -daqué que repitiría en 2008 y 2011-, estelarizó la película de "Tenacious D and the Pick of Destiny" al pie del so amigu Kyle, na cual produció al pie del so segundu discu. Na película hubo apaiciones de Ronnie James Dio, Meat Loaf, Ben Stiller y Dave Grohl, batería de Nirvana y líder de Foo Fighters.
En 2009 dio imaxe y voz a Eddie Riggs; protagonista del videoxuegu de Heavy metal, Brütal Legend.
En 2014 participó nel videu musical "Ugly Boy" de Die Antwoord.
En 2005 estrenaron una película autobiográfica a manera de comedia musical titulada "Tenacious D in The Pick of Destiny". En 2006 llanzaron el so segundu trabayu, tituláu precisamente "The Pick of Destiny" y que recoyía los cantares de la película.
El grupu collaboró col videoxuegu Guitar Hero, que recueye dalgunos de los sos trabayos y tamién participó nun videu de presentación y dando vida al protagonista del xuegu "Brutal Legend" d'estilu Heavy metal
Black collaboró amás con grupos como Foo Fighters, Eagles of Death Metal o Sum 41 ente otros.
Karen Black
Karen Blanche Ziegler, conocida artísticamente como Karen Black (Park Ridge, 1 de xunetu de 1939 – Santa Mónica, 8 d'agostu de 2013) foi una actriz, guionista y cantautora estauxunidense. Yera conocida internacionalmente por apaecer en películes como "Easy Rider", "Five Easy Pieces", "El gran Gatsby", "The Day of the Locust", "Nashville", "Airport 1975" y na última película de Alfred Hitchcock: "Family Plot". Mientres la so carrera artística ganó dos Globu d'Oru (de tres nominaciones) y una nominación a los Óscar en 1970 a la meyor actriz secundaria.
Black nació'l 1 de xunetu de 1939 en Park Ridge, Illinois, los sos padres fueron Elsie Mary, escritora de delles noveles infantiles galardonaes, y Norman A. Ziegler. El so güelu foi Arthur Ziegler, un músicu clásicu y el primera violinista de la Orquesta Sinfónica de Chicago. Yera hermana de l'actriz Gail Brown.
En 1954 empezó los sos estudios na Universidá de Northwestern en Evanston mientres dos años a la edá de 15. Darréu treslládose hasta Nueva York onde apaecería nuna producción de Off-Broadway.
Black debutó en 1959 en "The Prime Time" con un pequeñu papel. 
En 1973 compunxo ya interpretó la tema central de la película "The Pyx".
En 1970, l'actriz compartió cartelu xuntu con Jack Nicholson en "Five Easy Pieces" cola que foi nomada a un Óscar.
En 1974 interpretó a Nancy Pryor, la azafata que se vio obligada a aterrizar un avión en "Aeropuertu 75". Nel mesmu añu interpretaría distintos papeles en dellos segmentos de los telefilmes de "Trilogy of Terror".
Nos dos años siguientes, Black consiguió papeles en delles películes empobinaes por direutores de gran prestíu que s'afitaron nella, una d'elles foi "The Day of the Locust" empobinada por John Schlesinger onde interpretaría a una actriz aspirante a Hollywood, en "Nashville" de Robert Altman fixo de cantante country y de secuestradora na película de Hitchcoock: "Family Plot". Tamién protagonizó xuntu con Bette Davis la película de terror "Burnt Offerings".
En 2009, Black axuntar con Steve Balderson pa la filmación de "Stuck!" (homenaxe al filme noir sobre muyeres encarcelaes), que foi protagonizada con Mink Stole, Pleasant Gehman y Jane Wiedlin. En 2010 fixo apaición na película de John Landis: "Some Guy Who Kills People".
Black tuvo casada en cuatro causes: con Charles Black dende 1955 hasta 1962, en 1973 contraxo matrimoniu con Robert Burton hasta 1974. Un añu más tarde volvió casase col guionista y actor L. M. Carson con quien tuvo un fíu. En divorciándose, casóse con Stephen Eckelberry en 1987, con quien tuvo una fía adoptada.
Dende los años 70 yera miembru de la ciencioloxía xuntu col so home a pesar de los rumores qu'afirmaben lo contrario.
El 8 d'agostu de 2013 finó en Santo Mónica, Los Ánxeles a los 74 años por causa de un cáncer de bixiga. La enfermedá foi diagnosticada en 2010, pero nun se fixo públicu. Stephen Eckelberry, home de l'actriz declaró nel so perfil de Facebook "sentise afaráu pola perdida de la so muyer y de una gran amiga", amás d'estimar los ánimos de los sos siguidores. Black foi madre de tres fíos: Hunter Carson, Celine Eckelberry y Diane Koehnemann Bay, y güela de seis (dos nietos y cuatro bisnietos).
Lucas Black
Lucas York Black (Decatur, 29 de payares de 1982) ye un actor d'Estaos Xuníos de cine y televisión. Dalgunos de los papeles más conocíos qu'interpretó son Caleb Temple en "American Gothic", Frank Wheatley en "Sling Blade", Mike Winchell en "Friday Night Lights", y Sean Boswell na "saga de películes Fast & Furious".
Black nació en Decatur, Alabama, Estaos Xuníos, fíu de Jan Black, trabayadora nuna oficina, y Larry Black, que trabayaba nun muséu; tien un hermanu y una hermana, Lee y Lori, respectivamente, que son mayores que Lucas. Black creció en Speake, Alabama, y xugó nel Speake Bobcats, graduándose na enseñanza secundaria en mayu de 2001.
Ensin nenguna formación como actor, Lucas Black empezó a trabayar nel cine en 1994, na película de Kevin Costner, "The War". Darréu, participó na serie de CBS "American Gothic", que s'emitió dende 1995 hasta 1996, y nes películes "Sling Blade" y "Ghosts of Mississippi". Más tarde, en 1997, protagonizó la película pa televisión "Flax". En 1998 apaeció en "" y foi-y ufiertáu un papel en "The Horse Whisperer", sicasí, refugó'l papel. Mientres esti periodu de tiempu, Black foi amás modelu pa la marca Calvin Klein.
Black trabayó en "Cold Mountain" en 2003 realizando un papel secundariu y darréu en 2004 realizó un papel principal na película "Friday Night Lights" sobre fútbol americanu. En 2005 trabayó en "Jarhead", una película sobre la Guerra del Golfu. Black tamién foi'l protagonista de la tercer película de la saga "The Fast and the Furious" en "". La película estrenó'l 16 de xunu de 2006, y recaldó aprosimao 24 millones de dólares na so fin de selmana de apertura; Black describió'l so papel na película como un "papel risonderu". Tamién trabayó na película "Get Low" en 2009.
En 2015 vuelve a la saga de Fast & Furious na séptima entrega, volviendo interpretar a Sean Boswell.
Ademas del so regresu como Sean Boswell na septima entrega de la saga de Fast & Furious Furious 7, Lucas Black roblo un contratu de Universal Pictures pa salir en trés peliculas mas de la saga, incluyendo: Furious 8, Fast & Furious 9 y Fast & Furious 10 col personaxe de Sean Boswell.
actualidá NCIS NEW ORLEANS
Sidney Blackmer
Sidney Blackmer (13 de xunetu de 1895 – 6 d'ochobre de 1973) foi un actor estaunidense.
Nació y crióse en Salisbury, Carolina del Norte. A la fin de la so adolescencia treslladóse a Nueva York buscando trabayu nel teatru. Tando ellí, trabayó pa dellos estudios cinematográficos de la qu'entós yera capital de la industria cinematográfico, Fort Llee, Nueva Jersey, incluyendo un pequeñu papel nel bien popular serial del cine mudu de 1914, "The Perils of Pauline".
Debutó en Broadway en 1917, pero la so carrera viose atayada al tener que sirvir nes Fuerces Armaes d'Estaos Xuníos na Primer Guerra Mundial. Tres la guerra volvió al teatru, y en 1929 volvió tamién al cine, siguiendo una carrera d'actor a lo llargo de más de 120 títulos. 
Ganó'l Premiu Tony al meyor actor dramáticu de 1950 pol so papel na obra de Broadway, "Come Back, Little Sheba". Sobre los escenarios, interpretó tamién, ente otres obres, "Duce páxaru de mocedá" (1959), de Tennessee Williams, xuntu a Paul Newman.
Nel cine, Blackmer ye recordáu por más d'una docena de semeyes que fixo del Presidente de los Estaos Xuníos Theodore Roosevelt y pol so papel na película de 1968 ganadora d'un Óscar "Rosemary's Baby", dirixida por Roman Polanski, na cual interpretaba a un solícitu vecín, casáu con una entá más solícita vecina, interpretada por Ruth Gordon (la cual ganó un Óscar pola so actuación).
Casóse en 1928 cola actriz Lenore Ulric, de la cual divorcióse en 1939. En 1943 casóse cola tamién actriz Suzanne Kaaren. El matrimoniu duró hasta'l fallecimientu de Blackmer en 1973. Tuvo dos fíos. Foi soterráu nel Campusantu Chestnut Hill en Salisbury, Carolina del Norte.
Pola so contribución a la industria cinematográfico, Sidney Blackmer tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 1625 de Vini Street. 
En 1972 recibió'l North Carolina Award na categoría de Belles Artes. Ye'l pagu civil más importante de Carolina del Norte.
Carlyle Blackwell
Carlyle Blackwell (20 de xineru de 1884 – 17 de xunu de 1955) foi un actor y, anque en menor midida, direutor y productor cinematográficu de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en Troy (Pensilvania), debutó nel cine en 1910 cola producción de Vitagraph Studios "Uncle Tom's Cabin", dirixida por James Stuart Blackton. A partir d'entós, y hasta 1930, cuando remató la so carrera na gran pantalla cola llegada del cine sonoru, actuó nun total de más de 180 filmes. En 1921 foi a Inglaterra, onde interpretó a Bulldog Drummond nuna película del mesmu nome rodada en 1922. Permaneció nel Reinu Xuníu hasta 1931, trabayando tantu nel cine como nel teatru, y rodando ellí la so única cinta sonora, "Bedrock" (1930).
Amás, d'actor, Blackwell dirixió delles películes, siendo la primera d'elles "Chasing the Smuggler", rodada en 1914. Amás de direutor, nos sos últimos años nel cine tamién cumplió con funciones de productor y guionista. Tres el so periodu cinematográficu, Blackwell dedicar a l'actuación n'obres teatrales.
Blackwell tuvo dellos matrimonios, el primeru d'ellos cola actriz Ruth Hartman, cola que tuvo una fía y un fíu, y de la que se divorció en 1923 por abandonu. En 1926 casóse con Leah Barnato, conocida como la "Queen of Diamonds", y que yera la fía d'un millonariu del negociu de los diamantes de Sudáfrica, y de la que se divorció en 1932. Darréu conoció a una moza Ziegfield, Avonne Taylor, nun trasatlántico, casándose con ella en 1933. 
Carlyle Blackwell finó en Miami, Florida, en 1955, a los 71 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Oakwood de Siracusa (Nueva York). El so fíu, Carlyle Blackwell, Jr. foi tamién actor.
Pola so contribución a la industria cinematográfico, a Blackwell concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6340 de Hollywood Boulevard.
Betsy Blair
Betsy Blair, nacida como Elizabeth Winifred Boger (Cliffside Park, Nueva Jersey, 11 d'avientu de 1923 - Londres, 13 de marzu de 2009) foi una actriz d'Estaos Xuníos.
Nació nuna familia estaunidense de clase media. A la edá de 8 años ingresa a una Escuela de Danza debutando como baillarina en 1938.
En 1941 casóse col actor y baillarín Gene Kelly, con quien tuvo un fíu, Kerry, y con quien permaneció casada hasta 1957.
En 1947 grabó la so primer película de cine, "The Guilt of Janet Ames" ( La culpa de Janet Ames ). En 1955 llogró'l papel de Clara Snyder en Marty, ganando'l BAFTA como meyor actriz estranxera, y una nominación al Óscar.
Por cuenta del so activismu d'esquierdes (compartíu colos sos amigos Orson Welles, Richard Conte, Lena Horne y John Garfield), mal vistu pol macartismo imperante nesi momentu, decidió treslladase a Europa, primero a Francia, depués a Italia.
Ente los años 50 y 60 protagonizó "Il grido" de Michelangelo Antonioni (qu'acusó a l'actriz de pasar "los dos hores más difíciles" de la so vida), depués Cai Mayor de Juan Antonio Bardem, "Senilità" de Mauro Bolognini y "I Delfini" de Citto Maselli.
En 1988 protagonizó Betrayed de Mariña-Gavras.
Treslladóse a Londres, onde morrió'l 13 de marzu de 2009 de cáncer a los 85 años.
Janet Blair
Janet Blair (23 d'abril de 1921 – 19 de febreru de 2007) foi una actriz cinematográfico y televisivo estaunidense.
El so verdaderu nome yera Martha Jane Lafferty, y nació en Altoona, Pennsylvania. El so nome artísticu deriva del Condáu de Blair, en Pennsylvania. Blair empezó a actuar nel cine en 1942 con un contratu con Columbia Pictures. Mientres la Segunda Guerra Mundial participó en delles películes d'ésitu, siendo quiciabes más recordada por encarnar a la hermana de Rosalind Russell en "La mio hermana Elena" (1942) y a la meyor amiga de Rita Hayworth en "Tonight and Every Night" (1945). A la fin de la década hubo d'abandonar Columbia y nun volvió al cine hasta pasaos dellos años.
En cuenta de ello, trabayó na escena tomando'l papel de Nellie Forbush nuna producción del musical "South Pacific", faciendo más de 1.200 representaciones en tres años. 
Actuó en televisión en distintos shows de variedaes, y foi sustituta veraniega de Dinah Shore. Amás grabó un álbum tituláu "Flame Out" pal sellu Dico. Trátase d'una colección de balaes, ente elles "Don't Explain" y "Then You've Never Been Blue".
Tamién fixo dalguna interpretación dramática, como la que llevó a cabu nel filme británicu d'horror de 1962 "Night of the Eagle". La so última actuación televisiva tuvo llugar en 1991 nun capítulu de "Murder, She Wrote".
Janet Blair finó en 2007 por causa de los entueyos d'una neumonía nel St. John's Health Center de Santo Mónica (California). Tenía 85 años d'edá. 
Linda Blair
Linda Denise Brisia Blair (nacida'l 22 de xineru de 1959 en San Luis, Misuri) ye una actriz de cine d'Estaos Xuníos internacionalmente conocida pol so papel de "Regan MacNeil", la neña tenida por un demoniu, na película de terror "El Exorcista".
Siendo una neña saltó a la fama mundial col so papel en "El Exorcista" (1973). Bien aficionada a los animales y a la equitación, aceptara'l rol pensando poder asina financiar los sos planes d'estudiar veterinaria. El filme resultó ser unu de los más destacaos de la década de 1970 y un clásicu del cine de terror. La so interpretación nesta película valió-y una nominación al Óscar a la Meyor Actriz de repartu y ganó el Globu d'Oru a la meyor actriz de repartu de 1974. Pero en cierta manera esti papel condicionó la so carrera.
Llogró un papel na película "Aeropuertu 75" (1974) del xéneru cinematográficu catástrofe. Cumplíos los 15 años empecipió una relación sentimental col cantante australianu Rick Springfield, siguida d'una convivencia.
La so carrera siguió principalmente en TV, actuando en roles d'adolescente en conflictu, que aportaron a populares. Aceptó protagonizar una remortina de "El Exorcista": "" (1977), que resultó un atayante fracasu.
Empezó a aumentar de pesu y a ser refugada por productores de Hollywood, lo cual llindó entá más les sos posibilidaes. 
N'avientu de 1977, a los 18 años d'edá, foi arrestada por posesión y distribución de cocaína y anfetamina. Recibió una condena con llibertá condicional por trés años, la obligación d'apaecer en curtios de serviciu públicu contra les drogues y siguir un programa de rehabilitación por 9 meses. Dempués d'esti episodiu na so vida, nun volvió tener problemes de adicción, pero la so carrera profesional empezó a tornar por cuenta de que tuvo que ser internada nun hospital psiquiátricu por problemes de salú mental. 
Na década de 1980 apaeció posando desnuda en delles revistes del xéneru, incluyida "Playboy" en 1983. Namái llogró roles en filmes como "Roller Boogie" (1979), y otros basaos nes sos anteriores películes, tamién incluyendo escenes de desnudu. La so carrera nun volvió tener mayores ésitos.
En 1990 protagonizó la comedia "Repossessed" (titulada "¿Y Ónde Ta'l Exorcista?" en Llatinoamérica y "Reposeída" n'España) xuntu con Leslie Nielsen, parodia de la célebre película que la llevó a la fama. En 1996 tuvo una escena fugaz como reportera na película "Scream".
Volvió al ambiente de la equitación, participando con otru nome en dellos eventos de saltu ecuestre, ganando dellos trofeos. Siguió apaeciendo esporádicamente en cine y televisión.
Patricia Blair
Patricia Blair, nacida Patsy Lou Blake, (Fort Worth, Texas, 15 de xineru de 1933 – North Wildwood, Nueva Jersey, 9 de setiembre de 2013) foi una actriz d'Estaos Xuníos de cine y televisión.
Blair apaeció en delles películes y series de televisión. Nel cine debutó nel drama bélicu "Jump Into Hell" (1955) y la so última apaición foi en "El caballeru eléctricu" (1979). Apaeció en diverses series de televisión destacando, pol númberu d'episodios en qu'intervieno, "The Rifleman" y "Daniel Boone", esta postrera protagonizada por Fess Parker.
Blair morrió na so casa de North Wildwood (Nueva Jersey, EE. UU.) a los 80 años d'edá por causa de un cáncer de mama.
Selma Blair
Selma Blair Beitner (Míchigan, 23 de xunu de 1972) ye una actriz d'Estaos Xuníos, considerada de corte Indie por cuenta de la diversidá y al tipu de papeles qu'interpretó tantu en cine como en teatru. Protagonizó películes como "Crueles intenciones", "Legally Blonde", "La cosa más duce", "Hellboy", "The Fog" (Terror na borrina), "Purple Violets" y "" amás de delles series de televisión como "Zoe, Duncan, Jack y Jane" y "Anger Management".
Selma Blair nació en Southfield, Míchigan, el 23 de xunu de 1972. Ye fía de Molly Ann y Elliot Beitner. Tien trés hermanes mayores, Katherine (publicista), Elizabeth y Marie. Empecipió los sos estudios nuna escuela xudía y na escuela Cranbrook Kingswood en Bloomfield Hills. Asistió al Kalamazoo College en Míchigan onde terminó'l bachilleratu y darréu matriculóse con honores na Universidá de Míchigan en 1994. Dempués d'esto, Blair camudar a Nueva York pa siguir la so carrera, pero esta da un xiru cuando ingresa a les clases d'actuación.
Dempués de les clases nel conservatorio d'actuación con Stella Adler, Blair empezó a actuar en pequeños papeles mientres los primeros años de los 90 incluyendo dellos curtiumetraxes y filmes independientes como "Debutante" xuntu col entós desconocíu Josh Hartnett, "Girl" xuntu a Dominique Swain, la comedia d'adolescentes de secundaria Yá nun puedo esperar o ""Strong Island Boys"", que nunca se llogró estrenar en nengún formatu. Realizó'l casting pa la serie Buffy, la cazavampiros pero nun llogró aportar al papel. 
Tres dellos años d'audiciones y películes "Indie" llogró estelarizar el so primer filme de taquilla, "Crueles intenciones" o "Xuegos Sexuales", como se-y conoció en Llatinoamérica, en 1999, realizando'l papel de "Cecile", la moza inocente a la que los sos compañeros del colexu, los maldadosos mediohermanos "Kathryn"-Sarah Michelle Gellar y "Sebastian"-Ryan Phillippe intenten malvar. Pola so escena con Gellar llogró'l premiu al meyor besu nos MTV Movie Awards. Sicasí lo que la catapultó al visu del estrellalgu foi la so participación estelar interpretando a Zoe Bean na serie colexal ""Zoe, Duncan, Jack y Jane""(1999) pa la WB. 
Pa la entrada del nuevu mileniu protagoniza al pie de les estrelles emerxentes Freddie Prinze, Jr. y Julia Stiles la comedia adolescente "Down to You".
En 2001 protagoniza'l filme de cultu "Kill me later" onde demuestra por qué ye considerada una de la meyores actrices de cine independiente, y per primer vegada recibe comentarios positivos de la crítica especializada. Tamién vuelve trabayar con Reese Witherspoon na película de gran ésitu "Legally Blonde". Igualmente protagoniza la travesía d'unos mozos hasta'l funeral de Kurt Cobain xuntu a Jared Leto y Jake Gyllenhaal en ""Highway"". 
A la fin d'esi añu estrena'l filme de Cine arte "Storytelling", onde interpreta a una estudiante insegura, que la so vida ye destruyida pol so profesor del colexu seduciéndola y semi-forzándola a tener una relación con él. 
Pa 2002 estrenar en cines "The Sweetest Thing" que protagoniza al pie de Cameron Diaz y Christina Applegate, considerada un tropiezu na carrera de Blair. En 2003 estelarizó "A Guy Thing" (Un Noviu N'apuros), una comedia onde comparte nuevamente creitos con Julia Stiles ya igualmente participa Jason Llee.
En 2004 rodó a les ordes del direutor underground John Waters la comedia de sátira sexual "A Dirty Shame", onde interpretó a Ursula Udders, una adolescente exhibicionista. Nel mesmu añu interpretó'l papel de "Elizabeth "Liz" Sherman" una super-héroe con una infancia difícil que tien poderes pirotécnicos na película "Hellboy" del direutor Guillermo del Toru. 
En 2005 destaquen trés films: trabaya nel infravalorado thriller políticu "The Deal" (La Estafa), con Christian Slater y Angie Harmon, esta película intenta amosar cómo se remana la política y el petroleu nos Estaos Xuníos; The Fog (Terror na borrina), que foi la última película de la dupla-John Carpenter y Debra Hill (pioneros del cine de terror moderno) primero que esta postrera finara mientres el rodaxe; y finalmente protagoniza'l positivamente criticáu curtiumetraxe "The Big Empty".
Yá en 2007 protagoniza lo que pa munchos foi la so meyor película hasta esi momentu, "Purple Violets" o "Namorada D'El mio Ex", títulu col que se-y conoció nel públicu de fala hispana, onde Edward Burns, Patrick Wilson y Debra Messing coprotagonizan esti señardosu filme sobre una escritora (Blair) que, con un matrimoniu infeliz, realcuentra'l verdaderu amor nel so antiguu noviu del colexu. Esi mesmu añu apúrrenos una película franca y ensin finales felices sobre'l drama del amor "Feast of Love" xuntu a Greg Kinnear y Morgan Freeman, onde ésti ye'l testigu y narrador de toles hestories. 
Igualmente en 2007 protagoniza "WΔZ" onde xuega'l papel d'una moza qu'asesina serialmente a los delincuentes que lu violen y maten a la so ma y a los que impunemente la policía dexa llibres. 
En 2008 vuelve interpretar a Elizabeth "liz" Sherman en """", película que superó na pantalla y recaldación a la primer entrega de la saga llegando al númberu 1 en taquilla en Norteamérica y Europa. Más tarde apúrrenos "My Mom's New Boyfriend" xuntu a Meg Ryan y Antonio Banderas.
A finales d'esi mesmu añu protagoniza la serie de la NBC "Kath & Kim (Estaos Xuníos)", onde interpreta a Kim, una moza fluexo y mimao que va de compres nos centros comerciales y esta ayenada col mundu de les celebridaes. Ella ye fía de Kath, interpretada por Molly Shannon.
Pa 2009 toma'l rol principal en "The Poker House", al llau de Jennifer Lawrence y Chloë Moretz, este ye un filme basáu en fechos reales, sobre trés hermanes que sufren maltratu y abusu infantil per parte de la so madre y de distintos homes. 
En 2010 protagoniza ""Columbus Circle"", un drama nel cual una nueva solitaria heredera (Blair) ye obligada a salir de los sos mieos cuando s'investiga un homicidiu que se comete nel departamentu d'al llau. 
Apocayá Blair tuvo trabayando en teatru, ya igual ente los sos nuevos trabayos alcuéntrase "Four Saints", película sobre'l sufrimientu de les enfermeres mientres la Primer Guerra Mundial; "Retruques", un thriller psicolóxicu de suspensu; y el Drama "Dark Horse" xuntu a Christopher Walken y Mia Farrow, la película fala sobre'l "estancamientu" y la dificultá d'independizase económicamente en dellos mozos, el filme foi presentáu por Blair nel so estrenu mundial nel Festival Internacional de Cine de Venecia. 
Selma Blair, actriz que nun revela enforma de los sos proyectos nel cine nin la so vida privada, ta alloñada de la imaxe d'actriz de "Taquilla", sicasí tien una llarga y respetable trayectoria que la responder# por nel mundu del cine y televisión. 
Apocayá Selma Blair foi nomada a los Premios Grammy (edición norteamericana 2011) por narrar el Audiolibro sobre'l Holocaustu, Anne Frank: The Diary Of A Young Girl: The Definitive Edition. 
Blair co-protagonizó la serie "Anger Management" xuntu a Charlie Sheen, basada na película Llocos de roxura de Jack Nicholson. Ella interpretó, enantes del so arrenunciu en 2013, a la terapeuta personal de Sheen y ye l'interés amorosu d'este.
La serie estrenó'l 28 de xunu de 2012 n'Estaos Xuníos, consiguiendo romper tolos récords d'audiencia pa un estrenu de cable en Norteamérica, con 5.74 millones de televidentes.
Blair contraxo matrimoniu con Ahmet Zappa, fíu d'unu de los más grandes y enigmáticos artistes del sieglu XX Frank Zappa, el 24 de xineru de 2004 na casona Carrie Fisher en Beverly Hills, California. Ella solicitó'l divorciu na Corte Suprema de Los Ánxeles el 21 de xunu de 2006, citando "diferencies irreconciliables". Nuna declaración a "People" un voceru de la pareya dixo "Selma y Ahmet decidieron divorciase pero quiérense enforma l'unu al otru y van siguir siendo amigos cercanos". Nel pasáu, salió col músicu Josh Groban y col mozu actor y cómicu Mikey Day, el so coestrella en Kath & Kim.
Na actualidá Blair ta xunida sentimentalmente al diseñador de moda Jason Bleick, y en febreru de 2011 anunció a diversos medios de comunicación que taba embarazada del so primer ñácaru. El 25 de xunetu de 2011, Blair finalmente convirtióse en madre d'un neñu que va llevar por nome Arthur Saint Bleick, naciendo con un pesu de tres kilos 515 gramos, nun hospital de Los Ánxeles según la revista People.
Ente los sos meyores amigues atópense les ximielgues Mary-Kate y Ashley Olsen, Julia Stiles, Claire Danes, Jaime King, Victoria Beckham y Kirsten Dunst.
Amanda Blake
Amanda Blake (20 de febreru de 1929 – 16 d'agostu de 1989) foi una actriz cinematográfico y televisivo de nacionalidá estaunidense, conocida principalmente pol so papel de la pelirroxa "Miss Kitty Russell" na serie televisiva de xéneru western "Gunsmoke". 
El so verdaderu nome yera Beverly Louise Neill, y nació en Buffalo, New York, siendo fía única de Jesse Neill y Louise Puckett. Ente les sos antepasaes figura Kate Barry (1752-1823), heroína de la Guerra d'Independencia de los Estaos Xuníos.
Moteyada "la nueva Greer Garson," fíxose famosa gracies a los 19 años mientres los cualos interpretó a Miss Kitty na serie televisiva "Gunsmoke" (1955-1974). 
En 1968, Blake foi aceptada nel Salón de la Fama de los Grandes Intérpretes del Western del National Cowboy & Western Heritage Museum en Oklahoma City. Solamente otros dos intérpretes cinematográficos fueren aceptaos con anterioridá, Tom Mix y Gary Cooper, en 1958 y 1966 respectivamente.
Por cuenta de la duración del so papel televisivu, Blake tuvo poques oportunidaes de trabayar nel cine. Sicasí, participó nun programa televisivu con Red Skelton y foi panelista en "Hollywood Squares" y "Match Game 74". En 1957 foi Betty Lavon-Coate nel episodiu "Coate of Many Colors", de la serie de Rod Cameron "State Trooper". Tres "Gunsmoke" fixo dos actuaciones nel cine: una en "The Boost", con James Woods y Sean Young, y otra en "B.O.R.N" (dambes de 1988).
Rematada "Gunsmoke," Blake vivió semiretirada na so casa en Phoenix, Arizona, faciendo namái unos pocos proyectos televisivos y cinematográficos y cola decisión de dedicar más tiempu a los sos animales. Fíxose conocida l'anécdota de que llevó al so lleón mascota Kemo al set de "Gunsmoke", viviendo l'animal nun complexu que Blake y el so home, Frank Gilbert, entamaren na so casa, dirixiendo un programa esperimental pa la reproducción de guepardos. Los suyos fueron unos de los primeros guepardos en reproducise con ésitu en cautividá, consiguiendo un total de siete generaciones de dichos animales.
Al pie de dellos socios, Blake formó la Arizona Animal Welfare League en 1971, qu'anguaño ye'l mayor y más antiguu de los abelugos animales del estáu. En 1985 collaboró nel financiamientu de la Performing Animal Welfare Society, dedicando gran cantidá de tiempu y dineru nel so sofitu, viaxando inclusive a África. Blake tamién sería miembru de la Humane Society of the United States. En 1997 inauguróse l'Amanda Blake Memorial Wildlife Refuge en Ranchu Secu Park, en Herald (California). L'abelugu da santuariu a ungulaos africanos, la mayoría de los cualos vienen de puyes d'animales exóticos o de ranchos cinexéticos.
Blake foi bien fumadora, y hubo de sometese a ciruxía pa tratar un cáncer de boca en 1977. A partir d'entós dio sofitu a la American Cancer Society, llevando a cabo actuaciones pa recaldar fondos per tol país. Amás, en 1984 recibió'l premiu añal de la sociedá, el Courage Award.
Según el "New York Times", Amanda Blake finó'l 16 d'agostu de 1989, por causa d'entueyos derivaos d'un SIDA. Sicasí, hubo tracamundiu sobre la causa esacta de la so muerte. Cuando finó nel Hospital Mercy Xeneral de Sacramentu, California, el centru y delles amistaes falaron de que la muerte fuera debida a un cáncer. Sicasí, el certificáu daba como causa inmediata un paru cardiopulmonar secundariu a una insuficiencia hepática producida por una infección por citomegalovirus, un procesu que tien relación col SIDA. Los sos restos fueron encenraos, y les cenices espardíes nel so abelugu animal.
Josh Blake
Josh Blake (que'l so verdaderu nome ye Joshua Buxbaum) ye un actor estaunidense nacíu'l 7 de xineru de 1975 en Nueva York, EE. XX.
Blake desempeñó numberosos pequeños papeles na televisión incluyida la serie Full, Casaos con fíos, y Aquellos maraviyosos años. Blake convirtióse nun esitosu axente de bienes raíz nel centru de Los Ánxeles. Tamién foi cantante nun grupu llamáu Float.
Curtiu
Kayla Blake
Kayla Blake (nacida Elsie Mapuana Sniffen; 4 d'avientu de 1963) ye una actriz estaunidense. Tamién ye acreditada como Leila Llei Olsen y Elsie Sniffen. Ye conocida pol so papel de Kim en "Sports Night". 
Blake protagonizó al pie de "What a Counry" como Yung Hi, y en "One West Waikiki" como Nui Shaw. Blake tuvo un papel recurrente como Kim, na serie "Sports Night" que duró dos temporaes dende 1998 hasta 2000. Tuvo apaiciones menores en "Without a Trace, Tour of Duty" y "Lois & Clark".
Tamién apaeció en películes como "Lambada, Basic Instinct" y "Four Christmases".
Robert Blake (actor)
Robert Blake (18 de setiembre de 1933, Nutley) ye un actor d'Estaos Xuníos, conocíu por protagonizar la serie "Baretta" y por ser acusáu, xulgáu y absueltu nel xuiciu pol asesinatu de la so esposa, Bonnie Lee Bakley.
Nació como Michael James Vincenzo Gubitosi en Nutley, Nueva Jersey, fíu de Giacomo Gubitosi (14 de xineru de 1906-15 d'agostu de 1956) y Elizabeth Cafone (28 d'avientu de 1910). Los sos hermanos fueron James Gubitosi (26 d'ochobre de 1930-30 de xineru de 1995), y la so hermana Giovanna Gubitosi.
El so padre, nacíu en Italia, llegó a los Estaos Xuníos en 1907, y la so madre ye d'orixe italoamericano nacida en Nueva Jersey. Casóse en 1929. En 1930, Giacomo trabayó nuna fábrica de llates como cortador. Depués d'un tiempu Giacomo y Elizabeth empezaron un actu de cantar y baille. 
En 1936, los sos trés fíos empezaríen a actuar, presentaos como "The Three Little Hillbillies" (Los 3 pequeños montañeses). Camudar a Los Angeles, California en 1938, onde los neños empezaron a trabayar como extras.
La carrera como actor de Mickey Gubitosi empezó cuando apaeció como "Toto" na película de MGM "Bridal Suite" (1939) protagonizada por Annabella y Robert Young. Mickey apaeció, sol so verdaderu nome, nos curtios de MGM La Peada reemplazando a Eugene "Porky" Llee. Actuó en 40 de los curtios ente 1939 y 1944. Pasu ente pasu foi tresformándose nel personaxe principal de la serie. Los sos hermanos James y Giovanna tamién apaecieron na serie como extras.
Mientres los sos empiezos en "La Peada", el personaxe de Mickey foi obligáu a llorar variar vegaes y el mozu actor foi vistu por dellos críticos como obviu y pocu convincente. En 1942, Mickey camudó'l so nome al de "Bobby Blake" y el so personaxe na serie foi renombráu como "Mickey Blake". En 1944 MGM discontinuó la serie "La Peada" estrenando'l curtiu final de la serie, "Dancing Romeo", el 29 d'abril.
Anguaño, Robert Blake ye unu de los pocos actores sobrevivientes de "La Peada" orixinal. Otros notables actores que sobrevivieron hasta'l presente sieglu son Jackie Cooper (1922-2011), Dorothy DeBorba (1925-2010), Dickie Moore (1925-), Shirley Jean Rickert (1926-2009), Jean Darling (1922-), Jerry Tucker (1925-), y Jacqueline Taylor (1925-2014). 
En 1944, Blake actuó como un neñu indíxena, "Little Beaver", na serie de películes western sobre Red Ryder, de Republic Pictures, apaeciendo en 23 d'estes películes hasta (1947). Tamién llogró papeles nuna de les últimes películes de El gordu y el flacu 
"The Big Noise" de (1944) de la productora Warner Bros. "Humoresque" de (1946) onde fixo'l papel del personaxe de John Garfield na so adolescencia, y en "L'ayalga de Sierra Madre" (1948), interpretando al nuevu mexicanu que-y viende un boletu ganador de llotería a Humphrey Bogart, y nel procesu recibe un vasu d'agua na cara.
Según Blake, tuvo una infancia infeliz con una vida familiar miserable, con un padre alcohólico y abusador. Cuando ingresó a la escuela, a la edá de 10 años, nun entendía porqué los otros neños yeren contrarios con él. Viose envolubráu n'engarradielles que conducieron a la so espulsión. A los 14 años escapar de la so casa. Los siguientes años fueron un periodu difícil de la so vida.
En 1950, apuntar nel Exércitu de los Estaos Xuníos, cuando tornó a California del Sur ingresó na escuela d'actuación de Jeff Corey y empezó a camudar la so vida tanto profesional como personal. Maureció y convirtióse nun esperimentáu actor de Hollywood interpretando dellos papeles dramáticos en películes y televisión. En 1956 foi presentáu como Robert Blake per primer vegada.
Como adultu, Blake actuó en numberoses películes, incluyendo'l so rol protagónico en "The Purple Gang" (1959) una película sobre gangsters; ya interpretó roles en películes como "¡Valiente marín!" (1964) y "La hestoria más grande enxamás contada" (1965). Dos años más tarde, interpretó la so aclamada actuación del asesín Perry Smith en "A sangre frío" (1967), que foi dirixida por Richard Brooks que la afixo de la novela de non ficción de Truman Capote. 
Blake tamién interpretó a un indíxena fuxitivu en "El valle del fuxitivu" (1969), a un policía motorizado en "La piel nel asfaltu" (1973).
Interpretó a un irrelevante pilotu d'autos de competición en busca d'una oportunidá pa participar en NASCAR nel filme "Corky" (1972). Esta película tenía escenes con pilotos auténticos de NASCAR d'esa dómina, tales como Richard Perry y Cale Yarborough. Nel filme, Blake conducía al traviés del país, un Plymouth "Barracuda" acondicionáu, p'atopase con un supuestu contactu na pista de Talladega. Tornando, pa dispara-y al so antiguu xefe, mientres la so vida se desintegraba a la so alredor, y la so inhabilidad pa rehabilitase, pola so muyer, deriva nel so divorciu, y finalmente la so cayida.
Blake ye, probablemente, meyor conocíu pola actuación que-y valió un Emmy interpretando a "Tony Baretta" na serie de TV. "Baretta" ente 1975 y 1978, na cual representaba a un policía tapáu, que s'especializaba n'investigar amarutáu. 
Les marques rexistraes del programa incluyíen a la so mascota, una cacatúa, la frase proverbial "Don´t do the crime if you can´t do the time" (non cometes el crime si nun puedes cumplir la sentencia) y la memorable cantar "Keep your Eye on the Sparrow" escrita por Dave Grusin y Morgan Ames ya interpretada por Sammy Davis, Jr..
En 1973, protagonizó la gran película adelantrada al so tiempu "Electra Glide in Blue". Como actor siguió mientres les décades de 1980 y 1990, mayormente en televisión, nos que s'inclúin los sos roles de Jimmy Hoffa na miniserie "Blood Feud" (1983), y "John List" nel drama policial "Judgment Day: The John List Story" (1993), actuación que-y valió otru premiu Emmy; y nuna película pa televisión, "De mures y homes" (1981).
Blake protagonizó otra serie de televisión llamada "Hell Town" (1985) na cual interpretó a un sacerdote que trabayaba nun barriu peligrosu.
Llogró roles nes películes "Asaltu al tren del dineru" (1995) y "Carretera perdida" (1997).
En 1962 casóse cola actriz Sondra Kerr y divorcióse en 1983. Tuvieron 2 fíos, l'actor Noah Blake (n. 1965) y Delinda Blake (n. 1966)
En 1999, Blake conoció a Bonnie Lee Bakley, una muyer reconocida por esplotar a vieyos por dineru, especialmente celebridaes. Mientres la so relación con Blake, Bonnie tuvo un romance con Christian Brando, fíu de Marlon Brando. Bakley quedó embarazada y díxo-yos tantu a Brando como a Blake que yeren el padre. Nun principiu, Bakley dio-y al ñácaru'l nome "Christian Shannon Brando" y declaró que Brando yera'l padre del infante. Bakley escribiólu a Blake describiendo los sos dudosos motivos. Entós Robert Blake esixó-y una prueba d'ADN pa establecer la paternidá del ñácaru. El 19 de payares de 2000 Blake y Bakley casáronse, depués de que la prueba determinara que Blake yera'l padre biolóxicu del ñácaru, que recibió'l nome de Rose. Yera'l segundu matrimoniu d'él y el décimu d'ella.
Anque taben casaos, el matrimoniu nun yera convencional. Bakley vivía nuna pequeña casa de güéspedes detrás de la casa del so maríu en Studio City, na área del valle de San Fernando.
El 4 de mayu de 2001, Blake llevó a la so esposa a cenar al restorán ""Vitello"" na Avenida Tujunga de Studio City. Acabante cenar, Bakley foi asesinada d'un disparu na cabeza mientres taba sentaba nel autu, que taba aparcáu nuna cai aledaña a la vuelta del restorán. Blake díxo-y a la policía qu'él tornara al restorán a buscar una arma qu'escaeciera na mesa, y que foi nesi momentu que l'asesinatu asocedió. Nun interrogatoriu posterior, nengunu de los comensales, nin los emplegaos recordaron que Blake tornara al restorán.
Blake foi arrestáu'l 18 d'abril de 2002 y acusáu en conexón col asesinatu de la so esposa. Tamién foi arrestáu quien fora'l so guardaespaldas mientres enforma tiempu, Earle Caldwell, acusáu de combalechadura en conexón col asesinatu. L'arrestu asocedió un añu dempués del fechu, el 4 de mayu de 2001, en Studio City. La evidencia final que dio a la policía l'enfotu p'arrestar a Blake llegó cuando un actor de doblaxe retiráu, Ronald "Duffy" Hambleton, aportó a testificar contra Blake. Hambleton declaró que Blake intentó contratalo pa matar a la so esposa, Bonnie Lee Bakley. Un asociáu de Hambleton, el doble retiráu Gary Mclarty, apaeció con una hestoria similar.
Acordies con l'autor Miles Corwin, Hambleton aportó a testificar contra Blake namái dempués de que se sintiera coaccionáu pol y de que sería acusáu por una contravención. Los motivos qu'impulsaron el testimoniu de Hambleton contra Blake fueron puestos en dulda exitosamente pola defensa de Blake mientres el xuiciu. 
El 22 d'abril, Blake foi acusáu con un cargu d'asesinatu so circunstancies especiales, un crime pasible de pena de muerte. Tamién foi acusáu con dos cargos por encargar un asesinatu y un cargu por combalechadura d'un asesinatu. Blake declaróse inocente en tolos cargos. Caldwell foi acusáu con un cargu por combalechadura d'un asesinatu y tamién se declaró inocente.
Dempués de que Blake abonara una fianza d'un millón de dólares, Caldwell foi puestu en llibertá'l 27 d'abril. Pero un xuez negó determinar una fianza pa Blake el 1º de mayu. El 13 de marzu de 2003, dempués de pasar casi un añu en prisión, Blake llogró la fianza, determinada en 1,5 millones de dólares, y dexóse-y la llibertá so fianza mientres esperaba'l xuiciu.
La hestoria de Blake inspiró un episodiu de la serie policial "The Law and Order" (La Llei y l'orde) titulada: "Antes famosu", que foi tresmitíu por NBC el 7 de payares de 2001.
El 16 de marzu de 2005, Blake foi atopáu inocente del asesinatu de Bonnie Lee Blakey y d'unu de los dos cargos por encargar un asesinatu. L'otru cargu foi retiráu, dempués de que se revelara que'l xuráu taba trabáu 11 a 1 en favor de l'absolución. El fiscal de distritu de Los Angeles Steve Cooley, comentando esta riegla, llamó a Blake "un ser humanu miserable" y a los miembros del xuráu "increíblemente estúpidos". L'equipu de defensa de Blake y los miembros del xuráu respondiéron-y que la fiscalía fallara en probar el casu. Analistes xurídicos tamién concordaron col veredictu del xuráu.
Los cuatro fíos de Bakley alzaron una demanda civil contra Blake, aseverando qu'él yera'l responsable pola muerte de la so madre. El 18 de payares de 2005, el xuráu atopar culpable polos ingresos non efectuaos pola muerte de la so esposa y ordenó-y pagar 30 millones de dólares. El 3 de febreru de 2006, Blake declarar en bancarrota. 
M. Gerald Schwartzbach (abogáu de Blake nel xuiciu penal) amosóse contrariu a que Blake fuera culpáu financieramente pol xuráu nel xuiciu civil y xuró qu'apelaría la sentencia.
D'alcuerdu a Associated Press, M. Gerald Schwartzbach presentó l'apelación el 28 de febreru de 2007. Nel artículu de AP tamién s'informa que la oficina d'Asuntos Internos de LAPD empecipió una investigación contra'l detective a cargu del casu orixinal d'asesinatu, el detective Ron Ito. 
La quexa foi empecipiada por M. Gerald Schwartzbach y el testigu del casu civil, Brian Allan Fiebelkorn. La quexa aliega que'l detective falló n'investigar pruebes que conducíen a otros posibles responsables de la muerte de Bonnie Lee Bakley. Fiebelkorn testificó qu'allegaos a Christian Brando pudieron ser responsables pola muerte de la señora Bakley. La teoría de la defensa sobre quién pudo tar arreyáu na combalechadura pa matar a Bonnie Lee Bakley foi espuesta nuna moción defensiva mientres los procedimientos del xuiciu penal.
Dempués de declarase en bancarrota, Blake llogró un trabayu como ayudante nun ranchu. Camudar a un pequeñu departamentu y espera tornar a l'actuación. La so fía pequeña, Rose, foi adoptada pol so fíu mayor.
Tán n'Inglés.
Clara Blandick
Clara Blandick (4 de xunu de 1880 – 15 d'abril de 1962) foi una actriz teatral y cinematográfico de nacionalidá estaunidense, conocida sobremanera pol so papel de la Tida Em nel filme de MGM "El magu de Oz" (1939).
Blandick, que'l so verdaderu nome yera Clara Dickey, nació a bordu del buque "Willard Mudgett", que encabezaba'l so padre, Isaac B. Dickey, casáu con Hattie Mudgett, y que s'atopaba atracáu na badea de Hong Kong.
Darréu los sos padres asitiar en Quincy (Massachusetts). Na cercana Boston, conoció al actor Shakespeariano Y.H. Sothern, col cual actuó nuna representación de "Richard Lovelace". En 1900 camudar a Nueva York col enfotu de siguir la carrera d'actriz. La so primer actuación profesional llegó en 1901, cuando foi escoyida pa faer el papel de Jehanneton na obra "If I Were King," que tuvo 56 representaciones nel Garden Theatre. Dempués consiguió crítiques positives pol so trabayu en "The Christian", y describióse nos periódicos como una "pequeña, delicada y graciosa" heroína.
En 1903 foi Gwendolyn nel estrenu en Broadway de la pieza de Y. W. Hornung "Raffles The Amateur Cracksman", xuntu a Kyrle Bellew. Blandick empecipiar nel cine cola Kalem Company en 1908, faciendo distintes actuaciones, como la de 1911 en "The Maid's Double". En 1912 foi escoyida pal papel de Dolores Pennington en "Widow By Proxy", obra con 88 funciones representaes hasta entamos de 1913 nel Teatru George M. Cohan del circuitu de Broadway. Na mesma dómina actuó en teatros del Nordés de los Estaos Xuníos formando parte de la compañía de repertoriu de Sylvester Z. Poli, The Poli Players. Ella siguió collechando l'aprobación de la crítica cola interpretación de variaos papeles protagonistes, ente ellos el de la obra teatral "Madame Butterfly". En 1914 volvió a la pantalla, siendo Emily Mason nel filme "Mrs. Black is Back".
Mientres la Primer Guerra Mundial, Blandick actuó como voluntaria pa la Fuerza Espedicionario Estaunidense en Francia, amás de siguir col so trabayu teatral y, dacuando, col cine. En 1924 llogró bien bones crítiques pol so papel de repartu na obra ganadora del Premiu Pulitzer "Hell-Bent Fer Heaven", que se representó en 122 ocasiones nel Klaw Theatre de Nueva York.
En 1929 Blandick camudar a Hollywood. Nos años 1930 fíxose conocida nos ambientes teatral y cinematográficu como actriz de repartu. Anque consiguió papeles d'importancia como'l de la Tida Polly nel filme de 1930 "Tom Sawyer" (papel que repitió en 1931 con "Huckleberry Finn"), ella pasó una gran parte de la década faciendo papeles secundarios, munchos d'ellos ensin apaecer nos títulos de creitu. Nes películes de la dómina pre-code ella de cutiu interpretaba a madres, como a la del personaxe de Joan Crawford en "Possessed" o a la de Joan Blondell en "Three on a Match". Nuna dómina na que munchos actores permanecíen amestaos a un únicu estudiu, ella interpretó un ampliu númberu de pequeños papeles pa casi tolos principales estudios de Hollywood, anque darréu tendría un contratu con 20th Century Fox. Asina, en 1930 actuó en nueve películes, y en 1931 en trelce. Como asocedió nel casu d'otros actores con una carrera bien demandada, ye difícil conocer el númberu esactu de películes nes cualos Blandick intervieno, anque ye razonable pensar que'l númberu total foi d'ente 150 y 200.
En 1939 Blandick fixo'l so papel secundariu más memorable, el de la Tida Em nel clásicu de MGM "El magu de Oz". Anque'l papel yera pequeñu (Blandick filmó les sos escenes nuna única selmana), el personaxe yera un importante símbolu na busca de Dorothy pa tornar a casa. Blandick ganó a May Robson, Janet Beecher, y Sarah Padden pa faer el papel, ganando 750 dólares a la selmana. Blandick solo apaecía nos creitos finales.
Tres "El magu de Oz", Blandick volvió a los sos papeles de repartu, actuando en docenes de filmes con una amplia variedá de personaxes. Ente ellos figuraba Mrs. Pringle en "Anne of Windy Poplars" (1940), una sosprendida vecera na película de los Hermanos Marx "Tienda de llocos" (1941), una figura de l'alta sociedá en "Can't Help Singing" (1944), y una asesina de sangre frío en "Philo Vance Returns" (1947). Los sos últimes dos interpretaciones llegaron en 1950 en "Key to the City" y "Love That Brute". Retirar de l'actuación a los 69 años d'edá, recluyéndose nel Hollywood Roosevelt Hotel.
Blandick casóse'l 7 d'avientu de 1905 en Manhattan, col inxenieru de mines Harry Stanton Elliott. La pareya dixebrar en 1910, y divorciaríense en 1912. Nun tuvieron fíos.
A lo llargo de los años 1950, la salú de Blandick empezó a fallar, perdiendo la vista y sufriendo una severa artritis. El 15 d'abril de 1962 volvió a la so casa n'asistiendo a los servicios relixosos del Domingo de Ramos. Empezó a iguar la so habitación, asitiando les sos alcordances y semeyes favorites en llugares destacaos, esponiendo retayos de prensa de la so llarga carrera. Vistióse inmaculadamente, con una elegante bata azul. Entós, col so pelo bien peñáu, tomó una sobredosis de sedantes. Baltar nun sofá cubrir con un cobertor doráu, y arreyóse una bolsa de plásticu na cabeza. Blandick dexó una nota esplicativa,la cual dicía TOI A puntu D'EMPEZAR LA GRAN AVENTURA
Los sos restos fueron encenraos, y les cenices soterraes nel Columbario del Campusantu Forest Lawn Memorial Park, en Glendale, California.
Billy Blanks
Billy Blanks (nacíu'l 1 de setiembre de 1955) ye un gurú del fitness, artista marcial y actor estauxunidense conocíu por haber inventáu'l programa d'exercitación Tae Bo.
Alexis Bledel
Kimberly Alexis Bledel (n. 16 de setiembre de 1981) ye una actriz y modelu estauxunidense. La so interpretación más relevante foi'l papel de Rory Gilmore na serie "Les moces Gilmore" ("Gilmore Girls"/ «Las chicas Gilmore» en países de fala hispana). Anguaño participa na serie "Mad Men" Apaeció Como Becky En "Sin City"
Bledel nació en Houston, Texas. Fía de padre arxentín y madre mexicana. Tien un hermanu menor llamáu Eric. El so idioma maternu ye l'español y nun deprendió a falar n'inglés hasta qu'empezó a dir al colexu. 
La madre de Bledel afalóla por que tratara de deprender teatru na comunidá cuando yera pequeña por qu'asina pudiera superar la so cobardura. Consecuentemente apaeció en delles producciones locales como "Our Town" y "El Magu d'Oz" primero que la reclutaran nun centru comercial cercanu pa trabayar como modelu. Bledel foi a l'academia “St. Agnes Academy” en Houston y foi educada na fe católica.
Bledel estudió nel “Page Parkes Center for Modeling and Acting” y graduóse con una llicenciatura en cine na Universidá de Nueva York, “Tisch School of the Arts” un añu primero que-y dieren el papel de Rory en "Gilmore Girls". Nesta serie, gracies a la que saltó a la fama, interpreta a una moza de Stars Hollow que vive'l día ente día ente l'institutu (darréu la universidá), les sos amistaes, amores y, sobremanera, la so madre, cola que tien una estrecha ya interesada rellación. En 2002, foi votada pol públicu como una de les "Hottest Stars Under 25" de la revista "Teen People". Ente otros de los sos primeros roles nel cine, apaeció na película "Rushmore", que foi filmada na so propia ciudá, y nun apaeció nos creitos de la película.
Tamién foi una de les protagonistes de l'adaptación de la novela d'Ann Brashares "Unu pa Toes", interpretando a Lena, una adolescente dibuxante que xunto con otres trés amigues comparte unos pantalones vaqueros, que pese al físicu distintu de caúna, quéda-yos bien a toes, narrando temes como l'amistá, la familia y l'amor. De la mesma, participó na segunda parte d'esti filme, estrenáu en 2008.
En 2007 participó na comedia romántica independiente "I'm Reed Fish", xunto a "Jay Baruchel". Volvió a la pequeña pantalla pa interpretar el papel d'una nueva interna de medicina nel últimu capítulu de la llonxeva y esitosa serie ER. Protagonizó la película "El monte máxicu de Tuck".
N'agostu de 2009 estrenó "Post Grad", una comedia na qu'Alexis da vida a una recién graduada que tien de volver a casa cola so escéntrica familia. 
Darréu participaría en The Conspirator, a les ordes de Robert Redford, sobre la hestoria de los cómplices del asesinatu d'Abraham Lincoln.
Billy Bletcher
William "Billy" Bletcher (24 de setiembre de 1894 – 5 de xineru de 1979) foi un actor, comediante y actor de voz estauxunidense, nativu de Lancaster (Pensilvania). El diminutu (157 cm) Bletcher apaeció en películes y depués en televisión ente los años 20 y 70, incluyendo actuaciones en dellos trabayos de "Our Gang".
Foi amás un famosu actor de voz. A pesar del so tamañu, la so voz yera grave y fonda. Fixo les voces pa dellos personaxes de Disney (Black Pete tamién conocíu como Pedro y el llobu feroz de "Los trés gochinos"), MGM (Spike el Bulldog de "Tom y Jerry"), y Warner Bros. (munchos personaxes, siendo'l más importante Pá Oso de Los trés osos creáu por Chuck Jones entós que Mel Blanc fixera la voz nel primer dibuxu animáu). Apaeció al pie de Blanc en "Little Red Riding Rabbit", onde fixo'l papel d'un llobu.
Holbrook Blinn
Holbrook Blinn (23 de xineru de 1872 – 24 de xunu de 1928) foi un actor teatral y cinematográfico de la dómina del cine mudu de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en San Francisco (California), yá actuaba de neñu en representaciones de teatru clásicu. A lo llargo de la so carrera trabayó por tou Estaos Xuníos y en Londres, Inglaterra. Tamién foi actor de cine mudu y direutor de populares obres nun actu representaes nel Teatru Princess de Nueva York. 
En 1900 actuó en Londres na pieza "Ib and Little Christina". Ente los sos ésitos teatrales del circuitu de Broadway figuren producciones de "The Duchess of Dantzic" (1903, nel papel de Napoleón Bonaparte), "Salvation Nell"(1908, nel papel d'home de Mrs. Fiske), "Within the Law" (1912), "Molière" (1919), "Una muyer ensin importancia" (1916), "La dama de les camelies" (1917), y "Getting Together" (1918). 
Ente los sos filmes más destacaos figuren "The Bad Man" (1923), "Rosita" (1923), "Yolanda" (1924), y "Janice Meredith" (1924), los dos últimos protagonizaos por Marion Davies.
Holbrook Blinn finó cerca de la so casa en Croton-on-Hudson, Nueva York, en 1928, por causa de los entueyos apaecíos en sufriendo una cayida d'un caballu. Foi soterráu nel Campusantu de Sleepy Hollow en Sleepy Hollow (Nueva York).
Larry Block
Lawrence Joel "Larry" Block (30 d'ochobre de 1942 - 7 d'ochobre de 2012) foi un actor d'Estaos Xuníos de radio, televisión, películes y teatru.
En 1971, Block apaeció en "Sesame Street" como Tom que trabayó en "Hooper's Store". 
Foi un personaxe regular nel programa de Joe Frank, "Work In Progress" en KCRW.
Joan Blondell
Joan Blondell (Rose Joan Blondell: Nueva York, 30 d'agostu de 1906 – Santa Mónica, de California, 25 d'avientu de 1979) foi una actriz estauxunidense candidata al Premio Óscar. Considerada una roxa "sexy" y alvertíu, foi una actriz fundamental pa la Warner Bros na dómina anterior al Códigu Hays, ya intervieno en más de 100 películes pal cine y la televisión.
Nació nuna familia dedicada al vodevil. El so padre, conocíu como Eddie Joan Blondell, Jr. (y d'antiguu apellíu Blustein), foi un cómicu de vodevil y unu de los orixinales Katzenjammer Kids. La so hermana menor, Gloria, tamién actriz y con un gran asemeyáu físicu con ella, casóse col productor cinematográficu Albert R. Broccoli. Tamién tuvo un hermanu, del mesmu nome qu'el so padre y el so güelu.
Joan viaxara yá enforma cuando, siendo adolescente ella, asitióse la so familia en Dallas (Texas). Col nome de Rosebud Blondell, Joan ganó'l certame de Miss Dallas en 1926 y llegó a la cuarta plaza nel de Miss América en septiembre d'esi mesmu añu en Atlantic City (Nueva Xerséi). Ella estudió na Universidá del Norte de Texas, y dempués nun centru de Denton (Texas), onde la so madre yera una actriz teatral local. Joan fixo dellos trabayos como modelu y foi afayada por un axente de Hollywood en 1930 mientres trabayaba en Broadway en volviendo a Nueva York pa intentar ser actriz. 
Col recién llegáu James Cagney apaeció na obra de Broadway "Penny Arcade", y foi una de les WAMPAS Baby Stars en 1931.
Con contratu colos estudios Warner Bros debutó nel cine en 1930, camudándose por ello a Hollywood. Mientres los años trenta encarnaría a la cazafortunas de la era de la Depresión, y colos sos grandes güeyos azules, pelo rubiu y calter alvertíu, convirtióse nuna de les favorites del públicu. Apaeció en más películes de la Warner que cualesquier otra actriz, polo qu'ella mesma se llamaba la bestia de carga de la Warner. La popularidá de les sos películes foi de gran rentabilidá pal estudiu. 
Blondell foi empareyada con James Cagney en películes tales como "L'enemigu públicu" (1931), y foi, xuntu a Glenda Farrell, una de los dos cazafortunas protagonistes de nueve películes. Mientres la Gran Depresión, Blondell foi una de les persones meyor pagaes de los Estaos Xuníos. La so conmovedora interpretación de "Remember My Forgotten Man" na película de Busby Berkeley "Gold Diggers of 1933" (1933), que co-protagonizaba xuntu a Dick Powell y Ginger Rogers, convertir nel himnu poles frustraciones debíes al paru y a les fallíes midíes económiques del Presidente Herbert Hoover. En 1937, protagonizó xuntu a Errol Flynn "The Perfect Specimen", basada nuna obra del entós famosu dramaturgu Lawrence Riley. 
A la fin de la década fixera casi 50 películes, a pesar de dexar la Warner en 1939. Siguió trabayando regularmente mientres el restu de la so vida, siendo bien acoyida nes sos últimes películes. Foi nomada al Óscar a la meyor actriz de repartu pol so papel en "The Blue Veil (Nun toi sola)" (1951). Tamién apaeció en "A Tree Grows in Brooklyn (Llazos humanos)" (1945), "Desk Set (La so otra esposa)" (1957), y "Will Success Spoil Rock Hunter? (Una muyer de cuidu)" (1957). Poco primero de la so muerte trabayó en dos películes de gran ésitu, "Grease" (1978) y "The Champ (Campeón)" (1979), xuntu a Jon Voight y Rick Schroder. Amás, John Cassavetes escoyer pal papel d'una vieya y cínica actriz de teatru na so película "Opening Night (Nueche d'estrenu)" (1977). Tamién participó na serie de la ABC TV "Here Come the Brides", alrodiu de la vida nel Noroeste del Pacíficu nel sieglu XIX.
Blondell tien una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood pola so contribución al cine, nel 6309 de Hollywood Boulevard.
Blondell casar por primer vegada en 1932 col direutor de fotografía George Barnes (1892 –1953). Tuvieron un neñu, Norman S. Powell (que aportó a un espertu productor, direutor, y executivu televisivu), y divorciáronse en 1936. El so segundu home, con quien se casó'l 19 de setiembre de 1936, foi l'actor, direutor y cantante Dick Powell; tuvieron una fía, Ellen Powell, que foi peluquera d'un estudiu. Blondell y Powell divorciáronse'l 14 de xunetu de 1944. Casóse col so tercer home, el productor Mike Todd, en 1947, divorciándose en 1950. El so matrimoniu con Todd foi un desastre emocional y financieru.
Finó de leucemia en Santa Mónica, California, a los 73 años d'edá. Foi soterrada nel campusantu Forest Lawn Memorial Park en Glendale, California.
Escribió una novela titulada 'Center Door Fancy' (publicada en 1972), basada en datos de la so vida.
John Bloom
John Bloom (19 de febreru de 1944 - 15 de xineru de 1999) foi un actor d'Estaos Xuníos, reconocíu polos cinéfilos nes sos apaiciones y presencia nel cine, cuantimás representando al bisarma de Frankenstein el la película de 1971 "Drácula vs Frankenstein", onde interpretó a la bisarma, siendo la versión más grande del mesmu. Nesi filme actuó al pie de actores como Lon Chaney Jr. y J. Carrol Naish. En 1971 tamién actuó na película "The Incredible 2-Headed Transplant", xuntu a Bruce Dern, Pat Priest y Albert Cole. Bloom tamién actuó en filmes como "The Dark", en 1979, onde interpreta a un alienígena. Otru filme ye "The Hills Have Eyes - Parte 1" de 1985. Bloom finó en 1999 a los 55 años.
Shauna Bloom
Shauna Bloom (nacida'l 5 de xunu de 1965 en Daly City, California) ye una actriz d'Estaos Xuníos, conocida por apaecer en "The Mentalist" como cómplica de Red John, Rebecca.
Bloom tamién apaeció en "The Tonight Show" con Jay Leno, "Nip/Tuck" y "The George Carlin Show". Les películes inclúin "Vises and Virtues" y "San Francisco 2177".
Shauna apaeció n'escenarios al traviés del país. Trabayos rexonales inclúin "The American Stage Festival, Merrimack Repertory, y "Shakespeare by the Sea."
Blossom Rock
Edith Marie Blossom MacDonald (21 d'agostu de 1895-14 de xineru de 1978) meyor conocida como Blossom Rock/Blossom MacDonald/Marie Blake foi una actriz de cine, teatru y televisión estaunidense. Foi de 3 hermanes, la hermana del mediu. La so hermana menor foi la cantante estaunidense Jeanette MacDonald.
Edith Marie Blossom MacDonald nació en Filadelfia, Pennsylvania, fía de Daniel y Anna MacDonald. Na so mocedá compartió escenariu cola so hermana Jeanette MacDonald y más tarde col so maríu'l Sr. Clarence Rock (fináu en 1960), con quien se caso en 1926 pero nun tuvieron fíos. Tamién tenia una hermana mayor llamada Elsie MacDonald, con quien tamién apaeció nel escenariu.
Más tarde, realizó películes col nome de Marie Blake. El so primer papel importante foi en "Love Finds and Hardy". 
Más tarde fíxose famosa por ser la "güela" de la Familia Addams na serie "Los llocos Addams", compartiendo creitos con John Astin, Carolyn Jones, Jackie Coogan, Ted Cassidy, Ken Weatherwax y Lisa Loring. Esi foi'l so últimu papel, yá que nel añu 1966, depués de que terminara famosa serie retiróse definitivamente.
Rock morrió'l 14 de xineru de 1978 en Los Angeles, California, EE.XX. a los sos 82 años. Los sos restos reposen nel Forest Lawn Cementery en Glendale, California.
Roberts Blossom
Foi un actor y poeta estaunidense. Reconocíu por apaiciones en numberosos filmes y series de televisión. Ente ellos Fuga de Alcatraz, Christine, Solo en casa, Deranged, Alcuentros na tercer fase, etc. Finó por causa de un accidente cerebrovascular el 8 de xunetu de 2011, a los 87 años.
Lisa Blount
Lisa Blount (1 de xunetu de 1957, Fayetteville, Arkansas - 25 d'ochobre de 2010, Little Rock, Arkansas) foi una actriz de cine y televisión y productora estauxunidense, galardonada en 2001 con un Óscar de Hollywood al meyor curtiumetraxe.
Blount nació'l 1 de xunetu de 1957 en Fayetteville, Arkansas, y creció en Jacksonville, tamién nesi Estáu del sur de los EEXX. Dempués de graduase nel "Jacksonville High School", Blount estudió teatru en la"Valdosta State University", y empezó la so carrera como actriz nel cine y la televisión a finales de la década de los 70.
Contraxo matrimoniu en dos causes: la primera d'elles con Christopher Tufty, de quien se divorciaría. En 1998 contraería matrimoniu col actor y cineasta Ray McKinnon, con quien coincidiera na película "La tienda" (1993), na que dambos actuaben, y permaneceríen xuníos hasta la muerte de l'actriz.
El miércoles 27 d'ochobre de 2010, Lisa Blount foi topada muerta na so casa de Little Rock pola so madre.D'alcuerdu a los exames forenses, la policía del condáu de Pulaski esplicó a un mediu local, "Arkansas Democrat-Gazette" que Blount podría morrer unos dos díes enantes del so afayu, según que nun presentaba evidencies que pudieren faer pensar nuna muerte violenta.
La madre de l'actriz esplicó a otru mediu, "RadarOnline.com", que la so fía sufría d'una enfermedá conocida como "Púrpura trombocitopénica idiopática" (PTI), na qu'unos niveles baxos de plaquetas favorecen l'apaición de coágulos, hemorraxes y hematomes. "Creo qu'eso pudo contribuyir a lo qu'asocedió, pos cuando la atopé ella tenía un aspeutu púrpura nel so pescuezu, que paecía como sangre superficial" ("I think that might have been 
part of the problem when she passed away because when I found her she had a purple look on her neck that looked like blood on the surface"), declaró Louise Blount.
El so papel más recordáu ye'l de Linette Pomeroy nel gran ésitu de los 80 "Oficial y caballeru" ("An Officer and a Gentleman", 1982). Nesta película, Blount yera l'amiga del personaxe qu'interpretaba Debra Winger, quien caltenía un romance col oficial interpretáu por Richard Gere. 
Otros títulos pa la gran pantalla nos qu'intervieno fueron "El príncipe de les tiniebles" ("Prince of Darkness", 1987), de John Carpenter; "Gran bola de fueu" ("Great Balls of Fire", 1989), xuntu a Dennis Quaid, Winona Ryder y Alec Baldwin; "Roxura ciego" ("Blind Fury", 1989), acompañandoo 
a Rutger Hauer o "La tienda" ("Needful Things", 1993), basada nuna obra de Stephen King, y en que'l so parto Blount coincidiría con Ed Harris, Max Von Sydow, Bonnie Bedelia o Amanda Plummer. 
Blount alternó les sos apaiciones na gran pantalla con intervenciones en diverses series, yá fora en papeles recurrentes o como estrella convidada. Ente les series nes qu'intervieno atópense "El autoestopista", "Starman", "Escribióse un crime", "Picket Fences", "The Client" o "La xuez Amy". Un papel destacable de Blount nesti mediu sería'l de Bobbi Stakowski, madrasca de Jim Profit en "Profit", serie de la cadena Fox de curtia vida (1996-1997), pero reconocida pola crítica americana. 
Na so última década, Blount empezara a desenvolver una actividá como productora,
llegando a recoyer en 2002 un Premiu Óscar de Hollywood al Meyor Curtiumetraxe (Academy Award for Live Action Short Filme) por "The Accountant" (2001), que recoyó al pie del so home'l cineasta Ray McKinnon. En 2004, Blount produció y actuó na película Chrystal, na que tuvo acompañada d'otru actor natural de Arkansas, Billy Bob Thornton.
Marc Blucas
Marcus Paul Blucas (nació'l 11 de xineru de 1972 en Pensilvania) ye un actor estauxunidense conocíu pol so papel como Riley Finn en "Buffy la cazavampiros".
Siempres-y gustaron los deportes, especialmente'l baloncestu y el fútbol. Xugó al baloncestu mientres la so estancia nel institutu, y más tarde, gracies a una beca, na Universidá Wake Forest en Carolina del Norte. Ellí xugó de 1990 a 1994, nel equipu "Wake Forest Demon Diacons". La so ambición yera ser xugador profesional na NBA; al dase cuenta de qu'el so suañu podría ser un pocu difícil decidió dir a Europa y xugó n'Inglaterra pa los xigantes de Mánchester. Ellí permaneció un añu.
En siendo almitíu pa estudiar Derechu, decidió que-y gustaba l'actuación. La so primer apaición foi en 1996 na película "Eddi", de Whoopi Goldberg, como xugador de baloncestu. En 1998 Blucas participa en "Pleasantville"; tuvo otres apaiciones y tamién ayudaba detrás de les cámares como asesor técnicu en baloncestu.
En 1999 recibe la oportunidá d'interpretar a "Riley Finn" na serie "Buffy", pero'l so personaxe nun recibe bien bona aceptación per parte del públicu, polo que dexa la serie a metá de la quinta temporada. Dende entós recibió ufiertes pa trabayar al llau de Eliza Dushku, Freddie Prince Jr. y Mel Gibson.
Apocayá participó nun capítulu de la serie "House".
Monte Blue
Monte Blue (11 de xineru de 1887 – 18 de febreru de 1963) foi un actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense que la so carrera empecipiar como primer intérprete masculín en producciones romántiques de la dómina del cine mudu, dedicándose darréu a la interpretación de papeles como actor de calter. 
El so verdaderu nome yera Gerard Montgomery Bluefeather, y nació en Indianápolis, Indiana. El so padre yera d'ascendencia francesa y Cherokee, y finó siendo Blue nueva. Con un total de cinco fíos, la so madre nun podía crialos por sigo sola. Por ello Blue y unu de los sos hermanos fueron almitíos na Indiana Soldiers' and Sailors' Children's Home, daqué que nun-y torgar progresar y llegar a estudiar na Universidá Purdue. 
Blue curiaba'l so físicu y aportó a xugador de fútbol americano. Amás de deportista, Blue tamién foi bomberu, trabayador del ferrocarril, mineru, cowboy, caballeru circense, lleñador y, finalmente, xornaleru nos estudios cinematográficos de D. W. Griffith.
Cuando llegó a la pantalla nun tenía nenguna esperiencia teatral. Na so primer película, "La nacencia d'una nación" (1915), el so trabayu foi como especialista y extra. Na siguiente, "Intolerancia" (1916), yá fixo un pequeñu papel. De manera gradual foi progresando en papeles de repartu pa producciones de D. W. Griffith y Cecil B. DeMille, hasta que-y llegó'l so gran oportunidá como "Danton" en "Los dos güérfanes", al pie de les hermanes Lillian Gish y Dorothy Gish. A partir d'ende consiguió l'estrellalgu como primer actor románticu, trabayando al pie de actrices de la talla de Clara Bow, Gloria Swanson y Norma Shearer. El so más frecuente compañera de repartu foi Marie Prevost cola cual rodó dellos filmes mediada la década de 1920 para Warner Brothers. La meyor interpretación de Blue na dómina del cine mudu foi la d'un médicu alcohólicu qu'atopa'l paraísu nel filme de MGM "White Shadows in the South Seas" (1928). Blue foi una de les poques estrelles mudes que superó con ésitu la transición al cine sonoru. Sicasí, perdió tolos sos aforros na quiebra financiera de 1929. 
Darréu Blue enfocó la so carrera a trabayar como actor de calter, lo cual fixo hasta'l momentu de la so retirada del cine en 1954, anque siguió siendo actor de calter en producciones televisives, principalmente en westerns, hasta 1960. Unu de los sos papeles más destacaos foi'l de sheriff in "Key Llargu", na que trabayó con Lionel Barrymore. 
Blue divorcióse de la so primer esposa en 1923 y casóse con Tova Jansen en 1924. Tuvo dos fíos, Barbara Ann y Richard Monte. Monte Blue finó en Milwaukee, Wisconsin, en 1963 por causa de un infartu agudu de miocardiu asocedíu mientres s'atopaba enfermu por una gripe. Tenía 76 años d'edá. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California).
A Blue concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6290 de Hollywood Boulevard, pol so trabayu pal cine.
Amir Blumenfeld
Amir Shmuel Blumenfeld ye un escritor, comediante, actor y anfitrión que nació'l 18 de xineru de 1983 en Afula, Israel. Ye famosu polos sos talentos risibles, que presenta na serie n'Internet "Jake y Amir". Trabaya para CollegeHumor, un sitiu que tien lliteratura y vídeos risibles, y nel que s'atopen "Jake y Amir" y otres series de vídeos nos qu'apaez. Amir tamién apaez n'otru programa en MTV, "Pranked", col so coanfitrión Streeter Seidell. Tamién escribe artículos pa ESPN.
Amir Schmuel Blumenfeld nació'l 18 de xineru de 1983 en Afula, Israel. Treslladóse a los Estaos Xuníos cuando yera nuevu, y fala tantu hebréu como inglés fluidamente. Asistió a la Universidá de California en Berkeley.
Jennifer Blushi
Jennifer Leigh Blushi (23 de xunetu de 1984) ye una actriz norteamericana nativa de East Bridgewater, Massachusetts. 
El so papel más conocíu hasta agora foi'l de Andrea Nelson la moza que llama l'atención sentimental de Ryan Evans en High School Musical 2, película ícono grabada nel branu del 2007.
Nos sos primeros años trabayó principalmente como actriz de teatru, llegando a compartir escenariu con Donny Osmond en "Joseph and the Amazing Technicolor Dreamcoat" según otres producciones en Boston, New York, Les Vegues, y Washington D.C.
Stanley Blystone
Stanley Blystone (1 d'agostu de 1894 – 16 de xunetu de 1956) foi un actor cinematográficu de nacionalidá estaunidense, con más de 500 actuaciones en producciones rodaes ente 1924 y 1956.
Nacíu en Eau Claire, Wisconsin (Estaos Xuníos), el so nome completu yera William Stanley Blystone. Ye sobremanera conocíu pola so actuación nel filme de Charlie Chaplin "Tiempos modernos", nel papel del padre de Paulette Goddard, según pol so trabayu en delles películes de Los trés chiflados. Dalgunos de los sos papeles más destacaos con ellos son los que llevó a cabu nes películes "Half Shot Shooters", "False Alarms", "Goofs and Saddles", "Three Little Twirps" y "Slaphappy Sleuths". La so última actuación col tríu tuvo llugar en "Of Cash and Hash" en 1955. Amás, Blystone actuó en delles películes protagonizaes por Stan Lloréu y Oliver Hardy.
Stanley Blystone finó sópitamente'l 16 de xunetu de 1956 en Hollywood, California, por causa de un infartu agudu de miocardiu que sufrió mientres pasiaba per una cera de la ciudá. Foi soterráu nel Campusantu Valhalla Memorial Park de Hollywood. Blystone había estáu casáu cola actriz Alma Tell (1898–1937), nun teniendo dambes descendencia. Los sos hermanos yeren el direutor cinematográficu John G. Blystone (1892–1938) y l'ayudante de dirección Jasper Blystone. 
Ann Blyth
Ann Blyth (16 d'agostu de 1928 en Mount Kisco, New York) ye una actriz y cantante estauxunidense.
Ann Blyth actuó dende los 5 años como cantante. Desenvolvióse como sopranu claru y actuó en musicales de Broadway. A los 15 años d'edá yá tomó parte en musicales de Hollywood. Yá en 1946 foi nomada a los Premiu Óscar col filme "Mildred Pierce". Participó en películes de Hollywood hasta'l fin de los años 1950, dempués de lo que retiróse. En 1953 casóse col médicu James McNulty, con quien tuvo 5 fíos.
Betty Blythe
Betty Blythe (1 de setiembre de 1893 – 7 d'abril de 1972) foi una actriz estaunidense conocida principalmente polos sos papeles dramáticos n'exóticos filmes mudos tales como "The Queen of Sheba" (1921). Amás, foi famosa por ser la primer actriz n'apaecer desnuda, o casi, nel cine mientres los Felices años venti. 
Nacida en Los Angeles, California, el so nome completu yera Elizabeth Blythe Slaughter. Empezó como actriz teatral en pieces como "So Long Letty" y "The Peacock Princess". 
En viaxando de xira por Europa y los Estaos Xuníos, entró nel cine en 1918 actuando pa los Vitagraph Studios en Brooklyn. Más palantre foi llevada a Hollywood pa trabayar para Fox studio como sustituta de l'actriz Theda Bara. 
Tan famosa polos sos vaporosos vistíos como poles sos dotes dramátiques, foi la estrella d'exóticos filmes tales como "The Queen of Sheba" (1921), "Chu-Chin-Chow" (rodáu en 1923 y estrenáu por MGM en 1925) y "She" (1925). 
Sicasí, Blythe tamién rellumó en filmes menos destacaos, como foi'l casu de "Nomads of the North" (1920, con Lon Chaney) y "In Hollywood with Potash and Perlmutter" (1924), esti postreru producíu por Samuel Goldwyn. Otru de los sos papeles, anque ensin creitos, foi'l d'una estrella d'ópera nel filme de Greta Garbo "The Mysterious Lady". Pasada la so dómina d'estrella, Blythe siguió actuando como actriz de repartu, siendo unu de los sos últimos papeles el qu'interpretó, ensin creitos, nel filme de 1964 "My Fair Lady".
Blythe tuvo casada col direutor cinematográficu Paul Scardon dende 1919 hasta 1954, añu en qu'él finó.
Betty Blythe finó por causa de un ataque cardiacu en Woodland Hills (Los Angeles), California, en 1972. Tenía 78 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California).
Pola so contribución a la industria cinematográfico, a Blythe concedióse-y una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 1706 de Vini Street.
True Boardman
True Boardman foi un actor teatral y cinematográfico de nacionalidá estaunidense, activu na dómina del cine mudu. A lo llargo de la so trayectoria actuó en más de 130 producciones estrenaes ente 1911 y 1919, enantes de finar víctima de la pandemia de gripe de 1918.
El so nome completu yera William True Boardman, y nació en Oakland, California, siendo la so madre l'actriz Caru True Boardman,True Boardman empecipióse como actor teatral en 1900 en Oakland, actuando dempués mientres un tiempu en Seattle, enantes de dedicase a la so actividá cinematográfica.
Tuvo casáu cola actriz Virginia True Boardman (Margaret Shields) , y foi el padre de True Eames Boardman (1909–2003), que tuvo una llarga carrera como guionista radiofónicu, cinematográficu y televisivu. 
True Boardman finó en 1918, a los 36 años d'edá, en Los Angeles, California, por causa de la pandemia de gripe de 1918. Foi soterráu nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California). El so últimu filme, estrenáu a títulu póstumu en febreru de 1919, "Terror of the Range", yera un serial del xéneru western nel que tamién actuaben Betty Compson y George Larkin.
Boardman foi'l bisagüelu de l'actriz Lisa Gerritsen.
True Eames Boardman
True Eames Boardman (25 d'ochobre de 1909 – 28 de xunetu de 2003) foi un actor y guionista de nacionalidá estaunidense.
Nacíu en Seattle, Washington, el so nome yera William True Boardman, Jr., y yera l'únicu fíu de los actores Virginia True Boardman y True Boardman. 
Boardman foi más palantre guionista, escribiendo pal programa radiofónicu "Silver Theater", una serie dramática d'antoloxía emitida pola CBS nos años 1930 y 1940. El 21 y el 28 de mayu de 1939 tamién foi intérprete del programa, trabayando xuntu a Helen Hayes en "Crossroads for Two," un episodiu emitíu en dos capítulos.
True Eames Boardman finó en Pebble Beach, California, en 2003, por causa de un cáncer d'entrellenzu. 
Virginia True Boardman
Virginia True Boardman (23 de mayu de 1889 – 10 de xunu de 1971) foi una actriz teatral y cinematográfico de nacionalidá estaunidense, activa na dómina del cine mudu.
El so verdaderu nome yera Margaret Shields, y nació en Fort Davis, Texas. Boardman empezó la so carrera teatral en 1906 col nome artísticu de Virginia Eames (utilizaba l'apellíu maternu), actuando más palantre en 52 filmes estrenaos ente 1911 y 1936. Anque la so trayectoria empecipiar con fuerza, al igual qu'otres munches actrices del cine mudu nun superó la transición al cine sonoru, y a mediaos de los años 1930 podía considerase que la so carrera taba rematada.
Tuvo casada col actor True Boardman hasta la muerte d'él en 1918. La pareya tuvo un fíu, True Eames Boardman, que foi actor mientres un curtiu tiempu, y que desenvolvió una llarga carrera como guionista radiofónicu, cinematográficu y televisivu.
Virginia True Boardman finó en Hollywood, California, en 1971, por causa de un infartu agudu de miocardiu. Tenía 82 años d'edá. Foi soterrada nel Campusantu Forest Lawn Memorial Park de Glendale (California).
Bob Einstein
Stewart Robert "Bob" Einstein (n. 20 de payares de 1942) ye un actor estaunidense qu'interpretó al doble Super Dave Osborne.
Einstein nació en Los Angeles en 1942. Los sos padres fueron Harry Einstein y Thelma Leeds. El so hermanu menor ye comediante y escritor, Albert Brooks, y el so hermanu mayor ye Cliff Einstein, un executivu retiráu en Los Angeles.
Einstein tuvo'l so empiezu escribiendo pa Smothers Brothers, nel cual ganó un Premiu Emmy. L'equipu de guionistes tamién incluyíen a Steve Martin y Murray Roman. Tamién apaeció nel programa como l'Oficial Judy.
El so primera apareción como Super Dave Osborne foi en "The John Byner Comedy Hour", una serie de televisión de 1972, foi un personaxe regular en "Bizarre" y apaeció como convidáu "Late Night with David Letterman". 
Apaeció na segunda temporada de "Anger Management" como'l vecín de Charlie Goodson.
Einstein fixo de voz en dos personaxes de "Les desventures de Tim".
Jonah Bobu
Jonah Bobu (Isla Roosevelt, Nueva York; 24 de xineru de 1997) ye un actor estauxunidense más conocíu por participar na película Zathura.Tamién ye conocíu por haber sío la voz de Austin na serie infantil los Backyardigans.
Nació na ciudá de Nueva York nel senu d'una familia xudía ortodoxa. Anguaño garrasti a la prestixosa escuela media Upper Laboratory, en Manhattan.
Llogró'l so primer papel nel añu 2004, foi nuna película de cine independiente, The Best Thief in the World. Nel mesmu añu, co-protagoniza al pie de Christopher Walken y Josh Lucas la película Around the Bend. Al añu siguiente, na película infantil Zathura Bobu consiguió un protagónico, pero la película, a pesar de ser esperada un gran ésitu, recaldó apenes 28 millones de dólares.
La película consideróse una bomba de taquilla, sumando esto a unes crítiques bien positives. Ingresáronse 29.258.869 dólares, aprosimao la metá de les sos 65 millones de dólares de presupuestu. La taquilla internacional foi de 35.062.632 dólares, por un total de 64.321.501 dólares en tol mundu. La resultancia de la película foi un inesperáu ésitu n'Europa Oriental dempués que la tema principal de la película foi utilizáu nun anunciu televisivu de HSBC.
El trabayu estable d'él ye la voz en diálogos de Austin, na serie animada infantil "Backyardigans".
Tamién fixo doblaxe na película "El foín y el sabuesu 2", como Tod.
Anguaño ta filmando la película de Walt Disney World the Movie como Jake Disney xuntu a Matthew Underwood y Tim, l'alíen.
Earl Boen
Earl Boen (nacíu'l 7 de payares de 1945 en Nueva York) ye un actor estauxunidense.
Seique'l so papel más conocíu foi cuando trabayó como'l sicólogu Peter Silberman en "The Terminator". Boen tamién representó dichu papel na película "", na cual Silberman trabaya nun hospital mental nel que Sarah Connor (Linda Hamilton) alcuéntrase internada, y "Terminator 3". Ye l'únicu actor amás de Arnold Schwarzenegger qu'apaez nos trés películes de la saga.
Otres películes nes qu'actuó inclúin "The Man with Two Brains" (1983), "Alien Nation" (1988), "" (1994), y "El Profesor Chiflado II" (2000), según una curtia apaición en "18 Again!" (1988).
Boen retirar de l'actuación en 2003, pero sigue'l so prolíficu trabayu como actor de voz na radio, televisión, dibuxos animaos, amás de xuegos y vídeos d'ordenador. Un pequeñu exemplu de los sos creitos en trabayos de voz inclúi:
Casey Boersma
Casey James Boersma (Los Angeles, California, 13 de xineru de 1993) ye un actor norteamericanu. Ye hermanu ximielgu del tamién actor Dylan Boersma . 
Dylan Boersma
Dylan Michael Boersma (Los Angeles, California, 13 de xineru de 1993) ye un actor norteamericanu. Ye hermanu ximielgu del tamién actor Casey Boersma . 
Ashley Boettcher
Ashley Boettcher (n. Texas; 3 de xineru de 2000) ye una actriz y actriz de voz d'Estaos Xuníos. Los sos proyectos actuales inclúin: "Gideon's Gift", "Partners", "", "Judy Moody and the Not Bummer Summer", "Mr. Popper's Penguins", "Little Fockers", "Shrek Forever After", "Aliens in the Attic", y un bon númberu d'anuncios publicitarios nacionales.
Dende'l principiu, Ashley foi un artista intérprete o ejecutante. Desenvolvió les sos habilidaes naturales de conversación y l'actuación a una edá bien temprana.
Ashley empezó a tomar clases de baille a los dos años, que la llevo a competir en competencies. El so primer trabayu en solitariu, "Animal Crackers", ganó'l primer llugar, na que los xueces sosprender cola presencia nel escenariu ella tenía un neñu de dos años. Les actuaciones nun se llinden a les competencies; púnxose un espectáculu uquier qu'había un públicu disponible.
A los trés años, ella tuvo la so primer audición pa un comercial. El direutor reconocer como "natural" y dixo que namái vio a otru neñu como ella en tola so carrera. A otru día, consiguió'l papel principal.
Cuando Ashley tenía cuatro años, empezó los sos estudios formales d'actuación y al añu siguiente, ella aceptó la representación d'una axencia de Los Angeles. Ashley tuvo en múltiples comerciales, llargumetraxes y series de televisión, amosando costantemente una gran pasión poles artes escéniques pol siguimientu acuciosu de meyora al traviés d'el profesores, entrenadores y modelos a siguir.
Ashley recibió numberosos premios poles sos actuaciones, incluyendo'l premiu Rising Star. Encánta-y lleer, cantar, baillar, dir en bicicleta, crear hestories, escribir cantares y escuchar música.
Ashley tuvo trabayando duru mientres el 2011 non yá coles películes, sinón tamién cola televisión, comerciales, voz en off, xuguetes y videoxuegos. Dalgunos de los proyectos que tuvo arreyada son: "Gideon's Gift", foi escoyida como Gideon Mercer. La película ta basada nel llibru col mesmu nome de Karen Kingsbury. En "Aliens in the House", un pilotu de Cartoon Network, nel papel de Phobe. Nel episodiu "Camp It Up" de la serie de Disney Channel "Shake It Up", onde interpretó a Suzy. En "Partners", un pilotu d'ABC, onde interpretó'l papel de mozu Mattie. En "Judy Moody & the NOT Bummer Summer", como Jessica Finch. Y, poques gracies, ella ye Hannah Pearson en "Aliens in the Attic".
Tamién puede oyese la so voz en "Happy Feet Two", "X-Men: primer xeneración", "Shrek Forever After", "Mr. Poppin's Penguins", "Little Fockers" y nel videoxuegu de Disney, "Tangled", les voces de Ashley de los trés hermanes. Ella ye tamién la voz de Toddler Cinderella Doll. Hai otros proyectos que Ashley ta trabayando.
Peter Bogdanovich
Peter Bogdanovich (Kingston, Nueva York, 30 de xunetu de 1939) ye un historiador, actor, productor, críticu y direutor de cine estauxunidense. Formó parte de la folada del Nuevu Hollywood xuntu a William Friedkin, Brian De Palma, George Lucas, Martin Scorsese, Michael Cimino y Francis Ford Coppola. La so película "The Last Picture Show" (1971) ye la más aclamada pola crítica hasta la fecha, pero ensin escaecer los sos dos filmes siguientes "What's up Doc? (¿Qué me pasa doctor?" y "Paper Moon (Lluna de papel)". 
Foi un críticu cinematográficu qu'entrevistó a docenes de direutores, incluyíu Orson Welles (el so trabayu forma güei un gruesu llibru).
Bogdanovich nació n'Estaos Xuníos en 1939. Concebíu en Europa, ye fíu d'inmigrantes que fuxeron de los nazis. El so padre yera un pintor y pianista serbiu y la so madre baxaba d'una rica familia xudía austriaca.
Nos años cincuenta, Bogdanovich foi actor. Estudió'l métodu interpretativu cola llexendaria profesora Stella Adler y solía apaecer en televisión y n'obres de teatru veraniegues. A principios de los años sesenta adquirió notoriedá al programar diverses películes nel muséu MOMA de Nueva York.
Cinéfilu obsesivu —llegó a ver 400 películes al añu, na so mocedá—, Bogdanovich analizó principalmente obres de direutores estaunidenses como John Ford —de quien escribiría un llibru tres les retrospectives d'esi muséu— y del entós minusvalorado Howard Hawks. Bogdanovich tamién recuperó a escaecíos pioneros del cine estaunidense tales como Allan Dwan, a quien entrevistó.
Papáu na tradición estaunidense, tuvo parcialmente influyíu pola crítica francesa de los años cincuenta de "Cahiers du Cinéma", especialmente pol direutor convertíu en críticu François Truffaut. Antes de convertise él mesmu en direutor, Bogdanovich llabró la so reputación colos sos artículos en "Esquire". En 1968, siguiendo l'exemplu de los sos almiraos collaboradores de "Cahiers du Cinéma" —Truffaut, Godard, Chabrol y Jacques Rivette, quien crearen la "Nouvelle Analaye" nes sos propies películes—, Bogdanovich fíxose direutor.
Xuntu cola so esposa, Bogdanovich treslladóse a Los Angeles onde, gracies a la so insistencia colos publicistes, consiguía invitaciones pa fiestes y estrenos. Nel pase d'una película, Roger Corman que taba sentáu detrás d'él mentó que-y gustara un artículu de cine so en "Esquire". A resultes de la consiguiente conversación, Corman propúnxo-y un trabayu como direutor a Bogdanovich, qu'aceptó ensin ceguñar. Trabayaron na aclamada "Targets" ("L'héroe anda sueltu") y en "Voyage to the planet of prehistoric women". Tiempu dempués Bogdanovich referir a Corman y la so compañía como la meyor escuela de cine posible, cuando fixo la so primer película en tres semana.
De vuelta al periodismu, Bogdanovich entabló una llarga amistá pa tola vida con Orson Welles desque lo entrevistó al entamu nel set de l'adaptación por Mike Nichols de "Catch-22" de Joseph Heller. Bogdanovich, colos sos escritos, tuvo finalmente un gran papel en sopelexar a Welles.
En 1971, Bogdanovich, de 32 años, foi aclamáu pola crítica como un «wellesiano» neña maravía cuando s'estrenó'l so filme más célebre, "The Last Picture Show (La última película)". Recibió ocho candidatures a los Óscar, ente elles la de meyor direutor. Cloris Leachman y el veteranu actor de les películes de John Ford Ben Johnson llograron los premios como ameyores intérpretes de repartu. Bogdanovich, que cuntara cola modelu Cybill Shepherd pa un papel protagonista, namorar de la nueva guapura, asuntu que condució al so divorciu de la diseñadora de decoraos Polly Platt, la so collaboradora artística mientres munchos años y madre de los sos dos fíos.
A "The Last Picture Show" siguir el gran ésitu "What's up Doc?" ("¿Qué me pasa, doctor?", 1972), una allocada comedia debedora de "Bringing Up Baby" ("La fiera de la mio neña", 1937) y "His Girl Friday" ("Lluna nueva", 1941) de Hawks, con Barbra Streisand y Ryan O'Neal. A pesar de los sos homenaxes al cine clásicu, Bogdanovich llabróse la so categoría de direutor estrella al llau d'otros como Coppola o William Friedkin, con quien formó "The Direutors Company", un arrogante alcuerdu de producción con Paramount Pictures que daba a los direutores carta blanca mientres se ciñeran al presupuestu. So esta entidá produció'l siguiente ésitu de Bogdanovich, l'aclamada "Paper Moon" ("Lluna de papel", 1973).
"Paper Moon", una comedia de tiempos de la Depresión con Ryan O'Neal, que consiguió que la fía de 10 años d'ésti, Tatum O'Neal, ganara'l Óscar d'actriz secundaria, marcaría'l puntu culminante de la carrera de Bogdanovich. Forzáu a compartir los beneficios colos sos colegues direutores, Bogdanovich quedó insatisfechu col tratu. Asina pos "The Direutors Company" namái produciría dos películes más, l'aclamada "La conversación" de Coppola, candidata al Óscar de 1974 y que-y dio'l Óscar al meyor direutor, y "Daisy Miller", de Bogdanovich, película que llogró unes crítiques bien distintes.
L'adaptación en 1974 de la novela de Henry James "Daisy Miller" ("Una señorita rebalba") supunxo'l principiu del fin de la carrera de Bogdanovich como direutor popular y aclamáu. La película, protagonizada por Shepherd, la novia de Bogdanovich, foi zurdida pola crítica y foi un fiascu en taquilla. La siguiente película de Bogdanovich, "At Long Last Love", un musical de Cole Porter protagonizáu por Shepherd, foi calificada polos críticos como una de les peores películes de la hestoria. El filme foi, amás, un fracasu en taquilla, a pesar de cuntar con Burt Reynolds, una superestrella de finales de los 70.
De nuevu mirando escontra'l pasáu, Bogdanovich aportunó en rodar los númberos musicales de "At Long Last Love" en directu, un métodu ensin usar dende los primeros tiempos del sonoru, cuando l'inxenieru de soníu Douglas Shearer desenvolvió la sincronización de los llabios en Metro-Goldwyn-Mayer. La decisión foi criticada yá que nengunu de los protagonistes yera célebre poles sos habilidá cantores (pero'l mesmu Bogdanovich produció l'álbum de Shepperd cantando temes de Porter en 1974). 
Intentando retomar la reblaneda inicial, Bogdanovich de nuevu centrar nel pasáu y nel so propiu cine, con "Nickelodeon" ("Asina se formó Hollywood)", de 1976, comedia que faía recuentu de los primeros tiempos de la industria cinematográfico, xuntando a Ryan y Tatum O'Neal, del so últimu ésitu "Paper Moon", con Reynolds. Aconseyáu alrodiu de nun emplegar a la impopular ente los críticos Shepperd, Bogdanovich usó nel so llugar a la debutante Jane Hitchcock como la cándida de la película. Desgraciadamente la maxa de "Paper Moon" yera irrepetible, y Jane Hitchcok solo fadría una película más na so carrera.
Tres una posa de tres años, Bogdanovich volvió con un interesante "Saint Jack" (1979), pero d'ésitu críticu y comercial llindáu, producida por Playboy Productions de Hugh Hefner. El so llargu romance con Shepherd acabara en 1978, anque'l tratu fechu col productor Hefner yera parte d'un alcuerdu xudicial sobre unes semeyes de desnudos de "The Last Picture Show" «piratiaes» en "Playboy".
Bogdanovich estrenó depués la película que sería'l Waterloo de la so carrera, "They All Laughed" ("Toos rieron"), una comedia de baxu presupuestu con Audrey Hepburn y Dorothy Stratten, Miss Playboy 1980. Nel rodaxe, namorar de Dorothy Stratten, que taba casada col buscavidas , quien dependía financieramente d'ella. Stratten quixo vivir con Bogdanovich, y cuando lu cuntó a Snider que lo abandonaba, ésti matar y depués suicidóse. La depresión de Bogdanovich duró-y trés años. "They All Laughed" nun atraxo al distribuidor, debíu al asesinatu, a pesar de ser una de les poques películes feches por Audrey Hepburn tres el so provisional retiru de 1967 (la película sería la postrera que Hepburn estrenaría como protagonista). Bogdanovich mercó los derechos del negativu pa espublizar la película, pero tuvo un llindáu estrenu con fluexes crítiques, y fíxo-y perder millones de dólares, hasta lleva-y a la bancarrota.
Entós, Bogdanovich retomó la so primer vocación, la escritura, pa escribir sobre'l so fináu amor "The Killing of the Unicorn, Dorothy Stratten 1960-1980", publicáu en 1984. El llibru yera una respuesta al artículu de Teresa Carpenter "Death of a Playmate", que cargaba contra Bogdanovich y Hefner, afirmando que Stratten yera casi tan víctima d'ellos dos comos del so asesín Snider. L'artículu sirvió de base a la película "Star 1980" (1983) de Bob Fosse, na que Bogdanovich yera reflexáu como'l ficticiu direutor Aram Nicholas. La carrera de Bogdanovich como direutor importante taba acabada, anque llogró un ésitu modestu con "Mask" en 1985. 
Especulárase yá que la quiebra de Bogdanovich como direutor yera segura cuando abandonó a la so muyer y collaboradora artística Polly Platt, dempués de "Paper Moon", pa xunise con Shephard. Platt trabayó con él en tolos sos iniciales ésitos, y críticos comenenciosos suxurieron que'l control creativu de "The Last Picture Show" llevar ella. Amás la so reputación personal sufrió por rumor maliciososos tres el so matrimoniu con Louse Hoogstraten, la hermana menor de Dorothy Stratten, tres años dempués del so fallecimientu. La idea de que procuró modelar a Louse Hoogstraten a imaxe de la so hermana foi desmentida por Bogdanovich. El matrimoniu, que duró trece años, acabó en divorciu en 2001.
El so magníficu "Texasville" (1990), secuela de la so "The Last Picture Show", supunxo cierta decepción pa la crítica y el públicu, non ensin matices. Pero colos años (al disponese d'una bona versión en DVD) vese que ye una obra bien meditada, de gran fondura psicolóxica y con una gran intelixencia a la d'encetar a los mesmos actores que "La última película", veinte años dempués.
En 1992 dirixió dos películes de cine, "¡Qué ruina de función!" ("Noises off") (xenial comedia pero de moderáu ésitu) y "1993", pero'l so fracasu estremar de la gran pantalla hasta l'añu 2001. 
Entós estrenó "The Cat's Meow". De nuevu volvía a la tema del pasáu, esta vegada al supuestu asesinatu del direutor Thomas Ince pol magnate William Randolph Hearst (l'auténticu Ciudadanu Kane, puntu de mira de Orson Welles). "The Cat's Meow (La miaguida del gatu)" foi un modestu ésitu de crítica pero un fracasu en taquilla, y una llección de cine.
El Festival de Venecia de 2014, dempués d'años inactivos pal cine, acoyó bien el so regresu cola comedia "She's funny that way".
Amás de dirixir películes pa televisión, Bogdanovich volvió actuar nun papel d'estrella convidada na serie de HBO "The Sopranos" como terapeuta de la Dra. Melfi. Bogdanovich dirixió un capítulu de la y realizó audiocomentarios del DVD pa la serie.
En 1998 la Xunta Nacional de Caltenimientu de Cine, sección de la National Filme Registry de la Biblioteca del Congresu, incluyó "The Last Picture Show" na so llista, honor concedíu namái a los filmes más prominentes y representativos culturalmente.
Anguaño Bogdanovich presenta'l programa "The Essentials" en TCM los sábados nueche. Tamién tien un papel secundariu faciendo de sigo mesmu en seriar-comedia "Out of Order".
Bogdanovich publicó, na so mocedá, dos monografias importantes, "John Ford" y "Fritz Lang n'América", qu'integró nos sos llibros d'entrevistes actuales.
Dempués de la muerte de Welles, apaeció a la fin un gruesu tomo sobre la so obra, "This is Orson Welles" ("Ciudadanu Welles"), construyíu mientres munchos años de diálogu col direutor americanu, y correxíu por ésti. Ye una obra de referencia güei.
Bogdanovich tamién aa redactáu otros pervalibles llibros sobre cine. Destaca "El direutor ye la estrella", con sabies entrevistes; Allan Dwan, Raoul Walsh, Fritz Lang, Joseph von Sternberg, Howard Hawks, Alfred Hitchcock, Otto Preminger, George Cukor, Leo McCarey, Robert Aldrich, Sidney Lumet, Don Siegel, Edgar G. Ulmer, Frank Tashlin y Chuck Jones son el autores escoyíos.
Bien reseñable ye'l volume clásico "Les estrelles de Hollywood" onde afigura la esperiencia acumulada na so carrera como observador y direutor; enceta d'una manera bien personal (y oncluye dacuando entrevistes) a actores como Marlon Brando, Cary Grant, Humphrey Bogart, John Wayne, James Cagney, Charlie Chaplin, Montgomery Clift, Marlene Dietrich, Henry Fonda, Ben Gazzara, Audrey Hepburn, Boris Karloff, Dean Martin, Sidney Poitier, Frank Sinatra, James Stewart, Jerry Lewis, John Cassavetes y Marilyn Monroe. 
Con estos dos imprescindibles tomos, Bogdanovich asítiase, al pie de Kevin Brownlow, como'l principal cronista cinematográficu en llingua inglesa.
Bogdanovich frecuentemente realiza introducciones de películes na afamada colección de DVDs de "Criterion".
De Bogdanovich:
Sobre Bogdanovich:
José Bohr
José Bohr (Bonn, Alemaña, 3 de setiembre de 1901-Oslo, Noruega, 29 de mayu de 1994) foi un direutor de cine, compositor musical, actor, productor, guionista y direutor de fotografía, qu'exerció'l so llabor en Méxicu, Estaos Xuníos d'América, Chile y Arxentina.
Foi'l so padre'l veterinariu Daniel Böhr, qu'al poco tiempu de nacíu Yopez (que dempués acastellanó a José), viaxó pa faese cargu de les caballerizas del sultán de Turquía Abdul Hamid II, pero tres un atentáu al sultán y un fuerte sentimientu antialemán fixo que Daniel y la so familia treslladóse a Marsella (Francia), para d'ende embarcase a Bonos Aires, onde trabayó nuna cervecería. Finalmente en 1904 treslladar al sur de Chile, a la zona del Estrechu de Magallanes pa establecese como colonos.
Cámara en mano, les sos primeres obres fueron curtios asonsañando a Charles Chaplin, filmando el so primer llargumetraxe "El desenvolvimientu d'un pueblu", en 1920.
En 1923 viaxó a Bonos Aires, onde desenvolvió una prolífica carrera como compositor de tangos, ente los que se destacar: "Farolín", "Pero hai una melena", "Y tenía un llunar", "Cascabelito", y unos 200 temes más. Delles d'elles interpretaes por Carlos Gardel.
En 1925, en Broadway, (EE. XX.), participó na obra "Gauchu". Participó como protagonista na primer película falada n'español realizada en Nueva York, titulada "Solombres de gloria" (1928). Depués vendríen 8 películes más, tres les cualos abandonó Estaos Xuníos.
Treslladóse a México onde participó en 15 películes más, al pie de los más destacaos actores del mediu. Ende trabó amistá con Mario Moreno Cantinflas, Jorge Negrete y Luis Buñuel.
De regresu en Chile, filmó nuna ventena de películes, ente les que se destacar "Si los mios campos falaren", "Unu que foi marín", "El Gran Circu Chamorro", "Les mios espueles de plata", en toes non yá dirixió, tamién compunxo la música, dirixió la fotografía y l'edición. En 1940 foi nomáu presidente de Chilefilms.
En 1976 concedióse-y la reconocencia de "Fíu Pernomáu de Punta Arenas" y el gobiernu de Augusto Pinochet concedió-y la orde al méritu de Bernardo O'Higgins.
Na década de los años 1980 aniciar al pie de los sos fíos en Noruega, onde morrió'l 29 de mayu de 1994.
El so fíu Daniel ye un destacáu direutor teatral d'enllargada trayectoria n'Europa. L'otru fíu de José Bohr, Eduardo ye un destacáu músicu d'una importante trayectoria en Noruega y Dinamarca
Curt Bois
Curt Bois (Berlín, 5 d'abril de 1901 - id., 25 d'avientu de 1991) foi un actor alemán. 
Bois nació en Berlín y empezó a actuar en 1907, convirtiéndose n'unu de los primeros neños actores del cine, con un papel na película del cine mudu "Bauernhaus und Grafenschloß". En 1909, foi l'actor principal en "Der Kleine Detektiv" ('El pequeñu detective'). 
La carrera de Bois tomó ochenta años, un perído que la so duración nun foi superada por otru actor. La so última actuación foi en 1987 na película "Der Himmel über Berlin" ("El cielu sobre Berlín") de Wim Wenders. A lo llargo de la so carrera Bois actuó en teatru, cabaré, musicales, y cine mudu y sonoru. 
En 1933 Bois dexa Alemaña pola mor del nazismu, en 1934 se exilia nos Estaos Xuníos, onde atopó trabayu en Broadway. En 1937, atopa trabayu en Hollywood, y empieza a actuar en películes americanes, el so papel más conocíu foi en "Casablanca" (1942). Tres la Segunda Guerra Mundial Bois decidió que yera seguro volver a Alemaña, lo que fixo en 1952. Acabó la so vida y la so carrera n'Alemaña, primero na Alemaña Oriental, y más tarde na Alemaña Occidental. Bois morrió en Berlín, la ciudá onde nació, a la edá de 90 años.
Mary Boland
Mary Boland (28 de xineru de 1880 – 23 de xunu de 1965) foi una actriz de teatru y cine d'Estaos Xuníos d'América.
El so nome completu yera Marie Anne Boland, y nació en Filadelfia (Pensilvania). Yera la fía de William Boland, un actor, y la so esposa Mary Cecilia Hatton. Tuvo una hermana mayor llamada Sara. 
Boland yá actuaba nel teatru a los quince años d'edá, y debutó en Broadway en 1907 cola obra "The Ranger", xunto a Dustin Farnum. Actuó n'once producciones en Broadway, destacando'l so trabayu con John Drew, Jr., enantes d'empecipiar nel cine mudu con "Triangle Film Corporation" en 1915. N'interpretando nueve películes, dexó'l cine en 1920 pa volver al teatru, actuando de nuevo en delles representaciones en Broadway. 
El mayor ésitu de Boland nel teatru na década de 1920 tuvo llugar cola comedia "The Cradle Snatchers" (1925-1926), na que trabayaba xunto a Edna May Oliver, Margaret Dale y Humphrey Bogart, nún de los sos primeros papeles.
Tres una ausencia d'once años, en 1931 volvió a Hollywood pa trabayar cola Paramount Pictures. Consiguió muncho más ésitu con esti segundu intentu, pasando a ser una de les actrices más famoses de los años trenta, siempres interpretando papeles d'importancia y, inclusive en delles ocasiones, siendo protagonista, destacando nesta faceta una serie de comedies col actor Charles Ruggles. 
Ente los filmes qu'interpretó inclúyense "Ruggles of Red Gap", "The Big Broadcast of 1936", "Danger - Love at Work", "Nothing But Trouble", y "Julia Misbehaves". Ye quiciabes más recordada pola so interpretación de la Condesa DeLave en "The Women" (1939) y de Mrs. Bennett en "Pride and Prejudice" (1940). 
Mientres el restu de la so carrera Boland combinó'l cine cola televisión, amás de trabayos teatrales como'l musical de Cole Porter de 1935 "Jubilee"', actuando per última vegada en Broadway en 1954, a los setenta y cuatro años d'edá. Esa obra, "Lullaby", nun tuvo ésitu. La so última interpretación tuvo llugar en 1955, nuna adaptación televisiva de "The Women", na que retomaba'l so papel. 
Boland nunca casó nin tuvo fíos. Finó na ciudá de Nueva York por causa d'un infartu agudu de miocardiu en 1965, siendo enterrada nel campusantu "Forest Lawn Memorial Park" de Glendale (California). Pola so contribución a la industria cinematográfica recibió una estrella nel Paséu de la Fama de Hollywood, nel 6150 de Hollywood Boulevard.
Phillip Daniel Bolden
Philip Daniel Bolden (19 de marzu de 1993) ye un actor estaunidense. Ye conocíu pol so papel como Kevin na película de 2005 Are We There Yet? y la so secuela de 2007 Are We Done Yet?
Bolden nació en Nueva Orleans, Louisiana. Apaeció en películes como Vacaciones en familia (película), The Animal y How to Eat Fried Worms , L'Apaeció nun comercial de McDonalds (1999), col xugador estrella de la NBA, Kobe Bryant.
Spencer Boldman
Spencer Thomas Boldman (n. Dallas, Texas; 28 de xunetu de 1992) ye un actor d'Estaos Xuníos. Anguaño interpreta a Adam na comedia de Disney XD, "Lab Rats".
Tamién realizó una película con Zendaya llamada Zapped.
Spencer Boldman nació en Dallas, Texas y creció nel suburbio de Planu. A los 12 años convencer a probar pa la producción de la so escuela: 
"Suañu d'una nueche de branu", dempués de qu'un maestru ver actuar na so clase de teatru, Boldman terminó faciendo'l papel principal y la so pasión pola actuación empezó ellí. 
Un mes dempués d'axuntase con un xerente de talentu local, Boldman taba en Los Angeles acutando una apaición especial en "iCarly" de Nickelodeon y un papel recurrente en "I'm in the Band" de Disney XD anguaño graba Lab Rats nA.
Tamién protagonizó l'episodiu piloto de "Jack and Janet Save the Planet" de Disney Channel, xuntu con Chino Anne McClain. 
Na pantalla grande, Boldman actuó en "21 Jump Street", protagonizada por Channing Tatum y Jonah Hill.
Boldman graduóse en Planu East Senior High School en xunu de 2010. 
Los sos deportes favoritos son el fútbol, lacrosse y snowboard. Él ye un gran fan de los New England Patriots y los Texas Longhorn Athletics.
Anguaño, vive ente Dallas y Los Angeles una y bones roda Lab Rats en Los Angeles y la so familia ye de Dallas.
John Boles
John Love Boles (28 d'ochobre de 1895 – 27 de febreru de 1969) foi un actor estaunidense.
Nacíu en Greenville (Texas), nel senu d'una familia de clase media, graduóse na Universidá de Texas en Austin en 1917, añu nel que se casó con Marielite Dobbs. Los sos padres queríen que fuera médicu, motivu pol que consiguió'l Bachelor of Arts, pero prevaleció la so vocación teatral. Enantes de ser actor, mientres la Primer Guerra Mundial, espió pa los Estaos Xuníos n'Alemaña, Bulgaria y Turquía.
Tres la guerra, Boles treslladóse a Nueva York, onde estudió música. Bien aína dióse a conocer gracies al so talentu, siendo escoyíu pa trocar al primer actor nel musical de 1923 representáu nel circuitu de Broadway "Little Jesse James". Finalmente confirmóse como una estrella de Broadway, atrayendo l'atención de productores y actores de Hollywood. 
Foi contratáu por MGM p'actuar nun filme mudu en 1924, protagonizando dos títulos más pa esi estudiu enantes de volver a Nueva York y al teatru. En 1927 foi de nuevu a Hollywood pa trabayar en "The Love of Sunya" (1927) con Gloria Swanson, cinta que supunxo pa él un gran ésitu. Desafortunadamente, cuidao que les películes yeren inda mudes, foi incapaz d'amosar la so habilidá pal cantar hasta finales de la década. En 1929, Warner Brothers contratólu p'actuar nel so musical "The Desert Song" (1929), filme con secuencies en Technicolor y que foi un ésitu de taquilla. Poco dempués, Radio Pictures (darréu conocida como RKO Pictures) escoyólu pa faer el primer papel masculín nuna estravagante producción (la última parte del filme rodar en Technicolor) titulada "Rio Rita", na qu'actuó xuntu a Bebi Daniels. El públicu quedó cautiváu pola so formosa voz, y a John Boles llegó-y de sópitu la fama. RCA Records inclusive lu contrató pa grabar cantares interpretaos por él nel cine.
Una vegada completada "Rio Rita", Boles volvió a Warner Brothers p'actuar como primer actor nun musical entá más estravagante, "Song of the West" (1930), rodáu íntegramente en Technicolor. Poco dempués, Universal Pictures ufiertó-y un contratu, que Boles aceutó. Asina, rodó delles películes pa ellos, destacando'l musical en Technicolor tituláu "The King of Jazz" (1930) y l'opereta histórica "Captain of the Guard" (1930). En 1931 actuó en "One Heavenly Night" (1931), que sería'l so postreru gran musical. 
Na actualidá'l so papel más conocíu ye'l de Victor Moritz na versión d'Universal de "Frankestein" (1931). Amás, trabayó xuntu a Irene Dunne nuna adautación de la 1934 film novela de Edith Wharton rodada en 1934 "The Age of Innocence", dirixida pa RKO Radio Pictures por Philip Moeller. Boles tamién interpretó a Edward Morgan nel filme de Fox "Curly Top" (1935), con Shirley Temple, y en 1937 trabayó con Barbara Stanwyck nel esitosu clásicu de King Vidor "Stella Dallas". 
Como actor teatral, en 1943 Boles fixo'l so papel más importante en Broadway, trabayando en compañía de Mary Martin y Kenny Baker en "One Touch of Venus". 
John Boles finó por causa d'un ictus el 27 de febreru de 1969 en San Angelo, Texas. Sobreviviéron-y la so esposa y dos fíos. Soterráronlu nel Campusantu Westwood Village Memorial Park de Los Angeles, California.
Ray Bolger
Raymond Wallace Bolger (10 de xineru de 1904 - 15 de xineru de 1987, 83 años) foi un actor estaunidense conocíu pol so papel de "Scarecrow" (Espantaxu) en "The Wizard of Oz", película de 1939.
Ray Bolger nació en 1904 col nome de Raymond Wallace Bolger nel senu d'una familia d'irlandeses católicos en Massachusetts (EE.XX.), fíu d'Anne Wallace y James Edward Bolger. Empezó la so carrera artística como actor na década de 1920 trabayando en teatru. Más llueu en 1936 entamaría faciendo papeles nel cine.
La so carrera cinematográfica empezó en 1936 cuando robló un contratu con MGM. La so apaición más destacada nel cine foi nel filme DE 1939 "The Wizard of Oz".
Ray Bolger finó de cáncer de vexiga'l 15 de xineru de 1987, namái cinco díes dempués del so 83 cumpleaños. Sobreviviólu la so muyer Gwendolyn Rickard y nun tuvieron descendencia. Nel momentu del so fallecimientu, yera l'únicu superviviente del repartu de la histórica película.
Matt Bomer
Matthew Staton Bomer (Webster Groves, Misuri; 11 d'ochobre de 1977), más conocíu como Matt Bomer, ye un actor de cine y televisión estauxunidense. Ente los sos papeles más destacaos alcuéntrase la personificación del exconvicto na serie "White Collar" d'USA Network y que'l so estrenu foi en 2009. La so primer intervención na pantalla pequeña foi na serie "Guiding Light" de 2001 y empezó a tener popularidá n'interpretando a Bryce Larkin na serie "Chuck" de NBC. Participó en dellos papeles secundarios como na película de suspense "Flightplan" de 2005, la película de ciencia ficción "In Time" de 2011 y la traxicomedia "Magic Mike" de 2012. En 2011 formó parte del elencu de la obra teatral "8", escrita por Dustin Lance Black, y que se presentó en Broadway y nel Wilshire Ebell Theater de Los Ánxeles. En "8" encarnó a Jeff Zarrillo, unu de los demandantes del referéndum Proposición 8, qu'esaniciaba'l derechu de contraer matrimoniu a les pareyes del mesmu sexu nel estáu de California.
Bomer nació en Webster Groves, Gran San Luis, Misuri; ye unu de los trés fíos de Sissi y John Bomer, un exfutbolista del equipu Dallas Cowboys. Asistió a la escuela secundaria Klein, allugada en Spring, xuntu al actor Llei Pace; años más tarde, dambos trabayaron nel Teatru Alley de Houston, una compañía teatral ensin fines d'arriquecimientu. En 2001 graduóse na Universidá Carnegie Mellon en Pittsburgh, Pensilvania, con un títulu en Belles Artes.
Dempués de la so graduación de la Universidá Carnegie Mellon en 2001, treslladóse a la ciudá de Nueva York y trabayó en teatru, hasta que foi convocáu pa un papel menor, como Ian Kipling, en "All My Children", una serie de televisión de la cadena ABC. Más tarde esi añu, personificó a Ben Reade n'otra serie televisiva, "Guiding Light", de la cadena CBS. Interpretó a Luc, l'interés románticu de Tru (Eliza Dushku), en "Tru Calling" (2003–04), una serie de ciencia ficción de la cadena FOX.
Anque Bomer yera la opción preferida del direutor Brett Ratner pa interpretar a Superman/Clark Kent pal proyectu que más tarde se convertiría en "Superman Returns" (2006), Ratner abandonó'l proyectu en 2003 y foi reemplazáu pol direutor Bryan Singer; Singer escoyó al actor Brandon Routh pal protagónico n'ochobre de 2004.
Bomer apaeció en "North Shore" (2004–05), otra novela televisiva, y na película de suspense "Flightplan" (2005), xuntu a Jodie Foster.
En "" (2006), Bomer personificó a Eric, un veteranu de la Guerra de Vietnam que conduz por Texas pa volver a enlistarse nel exércitu, pero cai prisioneru de la familia Hewitt. En 2007 co-protagonizó la miniserie "Traveler", que estrenó por ABC el 30 de mayu de 2007. Ente 2007 y 2009 personificó a Bryce Larkin na comedia d'acción "Chuck", de la NBC.
El 23 d'ochobre de 2009 estrenóse "White Collar", una serie de drama policial del USA Network protagonizada por Bomer. La serie narra la hestoria de l'asociación ente un ex convicto (Bomer) y un axente del FBI, Tim DeKay. N'abril de 2009, USA Network creara'l proyectu pa la serie, con un episodiu piloto de noventa minutos de duración y trece episodios d'una hora cada unu.
En 2012, participó na película "Magic Mike", xuntu a Channing Tatum, Alex Pettyfer, Matthew McConaughey, Olivia Munn y Joe Manganiello. Esi mesmu añu realizó un cameo nun capítulu de la serie de FOX "Glee", para interpretando al hermanu mayor de Blaine Anderson (Darren Criss).
Bomer tien una relación col publicista Simon Halls. Tienen tres fíos, incluyendo mellizos. Nunca fixo una declaración sobre la so orientación sexual; la primer vegada que lo confirmó foi en febreru de 2012 cuando estimó a Halls y a los sos fíos mientres el so discursu na entrega d'un premiu de Steve Chase Humanitarian Award.
Jon Bon Jovi
John Francis Bongiovi Jr. (Perth Amboy, 2 de marzu de 1962), conocíu pol so nome artísticu Jon Bon Jovi, ye un músicu, actor, compositor, filántropu y productor discográficu d'Estaos Xuníos, reconocíu por ser el vocalista y líder de la banda de "rock" Bon Jovi. Dende 2009 forma parte del prestixosu "Songwriters Hall of Fame" (Salón de la Fama d'el compositores). En 2012, Jon Bon Jovi asitiar nel númberu 50 na llista "Power 100" de la revista "Billboard", un "ranking" sobre les persones más influyentes nel negociu de la música ("The Most Powerful and Influential People in the Music Business"). En 1996, la revista "People" nomar como una de los cincuenta persones más belles del mundu ("50 Most Beautiful People in the World"). En 2000, la mesma revista nomar como la estrella de "rock" más "sexy" ("Sexiest Rock Star") y tamién s'asitió nel númberu 13 na llista de la cadena VH1 sobre los cien artistes más curiosos ("100 Sexiest Artists").
Ente les sos principales influencies atópense Bruce Springsteen, Bob Dylan y Aerosmith. Ye dueñu d'un equipu de la Sable Football League, los Philadelphia Soul. Él ye tamién el fundador de The Jon Bon Jovi Soul Foundation, que foi creada en 2006 pa combatir los problemes rellacionaos coles families ya individuos ensin llar o nel desamparu económicu.
John Francis Bongiovi nació'l 2 de marzu de 1962 en Perth Amboy (Nueva Jersey), fíu de Carol Sharkey y de John Francis Bongiovi, Sr., dambos ex Marines del Cuerpu del Exércitu de los EEXX.
En 1977 graduar na escuela y forma la banda Atlantic City Expressway xuntu col so compañeru de clase David Bryan Rashbaum. Años más tarde, en 1980, depués d'unos conciertos en chigres, Jon Elías Bon Jovi decide camudar el nome a "The Rest". Esi mesmu añu escribe'l cantar «Runaway», que ye utilizada nel discu mistu que Chip Hobart taba produciendo; «Runaway» convertir nel cantar más destacáu del álbum. A finales de 1980, Tony Bongiovi contratar por qu'interprete el cantar «R2-D2 We Wish You a Merry Christmas» del álbum navidiegu "Christmas in the Stars". Mientres tou esti tiempu, Jon realizó delles grabaciones de cantares con Atlantic City Expressway, que taben arrexuntaes en "The Power Station Years", tales como «Talking in Your Sleep» o «More Than We Bargained For».
En 1983, John Bongiovi robló un contratu con Polygram pa poder producir un álbum. Jon, teniendo la llibertá que-y dexaba'l contratu, decidió reclutar al so antiguu compañeru David Bryan, al so entós guitarrista Dave Sabo y depués a Alec John Such, baxista de The Message, quien de la mesma llamó a Tico Torres que yera'l baterista de la so banda. Más tarde xuniríase Richie Sambora, que presentóse al "casting" pa escoyer al nuevu guitarrista, reemplazando a Sabo. Ye según fórmase la banda Bon Jovi, nome que tolos miembros alcordaron ensin problemes.
La madre de Jon, Carol, foi una de les primeres conejitas de playboy, al empezar la beatlemanía, ella convirtióse en beatlemaniaca, por esta razón quixo qu'el so fíu Jon fora igual de famosu que The Beatles, entós empezó a incentiva-y l'amor a la música, cuando con 7 años regaló a Jon la so primer guitarra, asistió a delles clases pero Jon nun esfrutaba realmente con elles y acabó tirando la guitarra al suétanu "el soníu que fixo cayendo polos pasos gustóme más que cualesquier d'aquelles aburríes clases".
Foi en secundaria, cuando él dio-y la noticia a los sos padres, sabía a qué quería dedicase'l restu de la so vida "Voi ser una estrella de rock", entós retomó les clases de guitarra, y xuntu con David Bryan formaron la so banda na secundaria (Atlantic City Expressway).
Al ser aceptáu'l so compañeru de secuandaria en "Julliard School of Music" Jon consultó col so padre si podría dir vivir xuntu con David pa siguir con mirar nel so suañu en 1978, y asina foi camudar a Nueva York, mientres David estudiaba, Jon trabayaba llimpiando pisos na disquera del so primu Tony, ende conoció a los integrantes de Aerosmith, con quien tien una fuerte amistá, Jon al ver el trabayu que se faía na disquera escribía los sos propios cantares, la que más-y llamaba l'atención yera titulada "Runaway".
Un día mientres Jon atopábase solo na disquera decidió grabar una de los cantares qu'él escribiera, mientres nuna estación de radio había un concursu pa presentar na radio los cantares qu'unvien les persones, Jon apurrió la grabación de "Runaway", y foi escuchada por casi tol país, el cantar foi un verdaderu ésitu hasta'l puntu de qu'el dj introducir nel discu de la emisora. Dempués d'esto PolyGram Records decide establecer un contratu con Jon, pero cola condición de que consiguiera una banda.
Mientres los años 1980 Jon tuvo rellacionáu sentimentalmente cola actriz Diane Lane, a la que-y dedicó una cantar: You Give Love a Bad Name. La pareya terminó cuando Lane namorar del compañeru de Jon, Richie Sambora.
Nuna parada en Los Angeles, mientres la xira New Jersey en 1989, Jon Bon Jovi fixo secretamente un viaxe a Les Vegues. Ellí casóse cola so novia de la secundaria Dorothea Hurley (nacida'l 29 de setiembre de 1962), el 29 d'abril de 1989 nel Graceland Wedding Chapel. Jon y Dorothea tuvieron cuatro fíos: Stephanie Rose (nacida'l 31 de mayu de 1993), Jesse James Louis (nacíu'l 19 de febreru de 1995), Jacob Hurley (nacíu'l 7 de mayu de 2002) y Romeo Jon (nacíu'l 29 de marzu de 2004).
Jon Bon Jovi pensó por un momentu en poner "Guns and roses" como títulu a unu de los discos de la banda, "vi'l nome nel tablón d'anuncios d'un conciertu, y gusto, pero finalmente nun vi apropiáu poner el nome d'otra banda a unu de los mios discos, creo que foi atináu yá que dempués tuvieron daqué d'ésitu" finalmente'l discu llamaríase Slippery when wet.
Jon Bon Jovi participó como actor en 14 películes. En 2009 el cantante confirmó la so retirada definitiva como actor, por aciu el documental biográficu de Bon Jovi; When We Were Beautiful, pero en 2011 formó parte del elencu de New Year's Eve.
Tommy Bond
Tommy Bond (16 de setiembre de 1926 – 24 de setiembre de 2005) foi un actor estaunidense, conocíu principalmente pol so trabayu como intérprete infantil nes comedies de "La Peada" ("Little Rascals"), y por ser el primer actor n'encarnar a Jimmy Olsen, compañeru de Superman.
El so nome completu yera Thomas Ross Bond, y nació en Dallas, Texas.
Bond empezó la so carrera en 1931, a los cinco años d'edá, cuando un cazatalentos de los Estudios Hal Roach afayar mientres salía d'un cine de Dallas cola so madre. Finalmente, la güela de Bond llevólu a Los Angeles, onde foi contratáu por Hal Roach, que taba buscando nuevos talentos pa les sos populares comedies de "La Peada".