Velas psi

Componente A
Velas Psi A
Tipo de	subgigante amarillo-blanco
Magnitud aparente	3.91 [9]
movimiento adecuado
• ascensión recta	−178,488 ± 0,662 [10] mas por año
• declinación	93,500 ± 0,807 [10] mas por año
Paralaje (π)	54,6059±0,4483 [10] mas
clase espectral	F0IV [11]
Indice de color
• B-V	+0.34 [12]
Peso	1.44 [7 ] M⊙
La temperatura	7122 ± 242 [7] K
metalicidad	0,0 ± 0,2 [11]
Rotación	156,0 km/s [13]
Códigos en catálogos Ba Psi Velas A, ψ Velas A, Psi Velorum A, ψ Velorum A , Psi Vel A , ψ Vel A J09307-4028A
SIMBAD	datos

Componente B
Velas Psi B
Tipo de	subgigante amarillo-blanco
Magnitud aparente	+5.12 [9]
movimiento adecuado
• ascensión recta	−203,949 ± 0,572 [14] mas por año
• declinación	44,266 ± 0,596 [14] mas por año
Paralaje (π)	54,3053±0,3292 [14] mas
clase espectral	F3 IV [11]
Indice de color
• B-V	+0.53 [12]
La temperatura	6812+1628 −760.5[14] K
Códigos en catálogos Ba Psi Velas B, ψ Velas B, Psi Velorum B, ψ Velorum B , Psi Vel B , ψ Vel B J09307-4028B
SIMBAD	datos

Fuentes: [15] [16] [17]

¿ Información en Wikidata ?

Psi Sails (ψ Sails, Psi Velorum, ψ Velorum , abreviado Psi Vel, ψ Vel ) es una estrella doble en la constelación del sur Sails . Psi Parusov tiene una magnitud aparente de +3,58 m [2] y, según la escala de Bortl , es visible a simple vista en el cielo del centro de la ciudad .

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unos 61,4 ly de distancia . años ( 18,8 pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 50°N. , es decir, visible al sur del Canal de la Mancha , al sur de Luxemburgo , Región de Belgorod , Altai , Sakhalin y Prov. Terranova y Labrador . El mejor momento para la observación es febrero [21] .

La velocidad espacial promedio de las Psi Sails tiene componentes (U, V, W)=(-17.4, -8.7, -5.8) [22] , lo que significa que U= −17.4 km/s (moviéndose en la dirección desde el centro galáctico ), V = −8,7 km/s (moviéndose contra la dirección de rotación galáctica) y W= −5,8 km/s (moviéndose hacia el polo sur galáctico ).

Psi Parusov se mueve con bastante lentitud en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 9 km/s [21] , que es casi igual a la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se está alejando de el sol La estrella se acercaba al Sol a una distancia de 55,26 sv. Hace 393.000 años [22] cuando aumentó su brillo en 0,22 ma 3,36 m (es decir, brillaba casi como Xi Gemini o como Omicron Ursa Major A ahora). En el cielo, la estrella se mueve hacia el noroeste , pasando a través de la esfera celeste 0,160 segundos de arco por año [23] . El movimiento de este sistema en el espacio lo convierte en un miembro candidato del grupo de estrellas en movimiento Castor [24] .

Nombre de la estrella

Psi Sails ( Latinised Psi Velorum ) es una designación de Bayer dada a las estrellas en 1603 [ 23] . Aunque las estrellas tienen la designación ψ ( Psi es la letra 23 del alfabeto griego ), la estrella en sí es la novena más brillante de la constelación .

Las designaciones de los componentes como Psi Sails AB se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [25] .

Propiedades de un sistema múltiple

Psi Parusov A y Psi Parusov B son un amplio par de estrellas binarias con un período de rotación alrededor de un baricentro común de 33,95 años [ 8] . Según las leyes de Kepler, se puede calcular que el semieje mayor de la órbita es 11,84 UA. El sistema tiene una excentricidad bastante grande , que es igual a 0.433 [8] . Así, en el proceso de rotación una alrededor de la otra, las estrellas se aproximan a una distancia de 6,71 UA. (el radio de la órbita de Júpiter es de 5,20 UA ), luego se alejan a una distancia de 16,97 UA. (el radio de la órbita de Urano es 19,23 UA ). La inclinación en el sistema no es muy alta y asciende a 58,0° [8] visto desde la Tierra .

Si miramos de Psi Sails A a Psi Sails B, veremos una estrella de color amarillo-blanco que brilla con un brillo de -22,46 m , es decir, con un brillo del 2% de la luminosidad del Sol (en promedio, dependiendo sobre la posición de la estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,05° [b] , que es el 11% del tamaño angular de nuestro Sol. Si miramos desde el lado de Psi Sails B hacia Psi Sails A, entonces veremos una estrella de color amarillo-blanco que brilla con un brillo de -23,59 m , es decir, con un brillo del 6% de la luminosidad del Sol ( en promedio, dependiendo de la posición de las estrellas en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,06° [b] , que será el 13% del tamaño del Sol . Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En el periastro ( 6,71 UA )				En apoaster ( 16,97 AU )
	metro	$L_ {\ punto grande}$	D° [b]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %	metro	$L_ {\ punto grande}$	D° [b]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %
A→B	-23.69	0,06%	~0.09°	~19%	-21.67	0.01%	~0.04°	7,5%
B→A	-24.82	0,18%	~0.11°	~23%	-22.81	0,03%	~0.05°	~10%
m es la magnitud estelar aparente ; $L_ {\ punto grande}$ - luminosidad, expresada en luminosidades del Sol ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol es 0,5°); ${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ % es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

La edad de Psi Sails es de 889 millones de años [7] . Sin embargo, esta edad está subestimada porque la estrella ya se encuentra en la transición a la etapa subgigante . También se sabe que las estrellas con una masa de 1,44 $M_ {\ punto grande}$ [7] viven en la secuencia principal durante unos 3600 millones de años . Luego, la estrella se moverá a la etapa de gigante roja , donde permanecerá por no más de unos pocos cientos de miles de años, se desprenderá de las capas exteriores, que se observarán durante unos 10.000 años en forma de nebulosa planetaria , y luego se convertirá en una enana blanca de masa media .

Propiedades de Psi Sails A

Psi Parusov A es un subgigante , clase espectral F0IV [11] también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella se está acabando y ya no sirve como "combustible" nuclear y la estrella ya ha salido de la secuencia principal .

La masa de la estrella es 1,44 $M_ {\ punto grande}$ [7] . Según su masa, la estrella nació como una enana de secuencia principal de tipo espectral F0 . Al nacer, cuando la estrella entró en la secuencia principal, su radio era de 1,40 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ , su temperatura efectiva era de 7610 K [26] de las Tablas VII y VIII , y la luminosidad , calculada a partir de la ley de Stefan-Boltzmann , era de 5,9 $L_ {\ punto grande}$ . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 2,43 UA . es decir , en la parte interna del cinturón principal de asteroides, y más específicamente, en la órbita del asteroide Beatrice . Además, desde tal distancia, Psi Sails A parecería un 39% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,301 ° [b] ( el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °). Sin embargo, en el proceso de evolución, su radio aumenta y la temperatura desciende. Actualmente, la estrella está irradiando energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 7122 K [7] , lo que le da su característico color amarillo-blanco.

Debido a la alta luminosidad de una estrella, su radio se puede medir directamente, y el primer intento de este tipo se hizo en 1973 . Dado que la estrella es binaria, el radio del componente más brillante se midió en 1983 . Los datos sobre estas medidas se dan en la tabla:

Radio de la estrella Psi Parusov, medido directamente

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _ ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$	Com.
Velas Psi G	1973	4.00	F2IV	—	1.60	[27]
velas psi	mil novecientos ochenta y dos	3.60	F2IV	1.1	—	[28]
Gliese 351A	1983	3.60	F2IV	—	1.2	[29]

La estrella tiene una gravedad superficial característica de una enana que pasa a la etapa subgigante de 4,27 CGS [7] o 186 m/s 2 , es decir, es el 68 % del valor solar ( 274,0 m/s 2 ). a partir de ahí, conociendo la gravedad superficial y la masa de la estrella, se puede calcular el radio que será igual a 1.443 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ . Por lo tanto, tanto las mediciones de 1973 como las de 1983 fueron adecuadas pero inexactas. Su luminosidad , calculada a partir de la ley de Stefan-Boltzmann, es de 4,8 $L_ {\ punto grande}$ .

Las estrellas con planetas tienden a tener más metalicidad que el Sol, y Psi Parus A tiene un valor de metalicidad solar de +0.0 [11] , lo que sugiere que la estrella "vino" de otras regiones de la Galaxia que tenían la misma cantidad de metales. y nació en una nube molecular debido a la misma densa población estelar y el mismo número de supernovas .

Psi Sails A gira a una velocidad de al menos 78 veces la del sol y es igual a 156,0 km/s [13] , lo que le da a la estrella un período de rotación de al menos 0,48 días . Psi Sails A está en la zona de existencia de la "velocidad de separación", que cae en la clase espectral F5 . Por encima de ella, las estrellas más calientes giran mucho más rápido como resultado de la caída de sus capas convectivas exteriores . Es cierto que, como resultado de la generación de campos magnéticos , en combinación con los vientos estelares , su rotación se ralentiza con el tiempo.

Propiedades de Psi Sails B

Psi Parusov B es un subgigante , clase espectral F3IV [11] también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella se está agotando y ya no sirve como "combustible" nuclear y la estrella ya ha abandonado la secuencia principal . Actualmente, la estrella está irradiando energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6812 K [14] , lo que le da su característico color amarillo-blanco.

Debido a la alta luminosidad de una estrella, su radio se puede medir directamente, y el primer intento de este tipo se hizo en 1973 . Los datos sobre estas medidas se dan en la tabla:

Radio de la estrella Psi Parus B, medido directamente

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _ ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$	Com.
Velas Psi S	1973	5.10	F8V	—	1.20	[treinta]

Sin embargo, ahora sabemos que el radio de la estrella es 2,07 ± 0,71 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [14] , y un radio similar es típico de una subgigante , pero se midió con un error muy grande, y de esto podemos concluir que la medición de 1973 era correcto Su luminosidad también es característica de un subgigante en expansión . Se calculó a partir de la ley de Stefan-Boltzmann y es igual a 8,296 $L_ {\ punto grande}$ [14] , pero es poco probable que sea correcto y lo más probable es que sea inferior a 3,0 $L_ {\ punto grande}$ .

Psi Parusov demuestra una ligera variabilidad [31] [32] : durante las observaciones, el brillo de la estrella fluctúa en 0,6 m , pasando de 4,5 m a 5,1 m , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella tenga varios períodos), el tipo de variable no está definido

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1883, el astrónomo británico R. Copeland descubrió la dualidad de la estrella Psi Sails, es decir, descubrió la componente B y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como COP 1 [c] .

Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [33] [34] :

Componente	Año	Número de mediciones	Ángulo de posición	Distancia angular	Magnitud aparente de la componente I	Magnitud aparente del componente II
AB	1883	160	45°	0,8°	3.91m _	5,12 m _
AB	2018	160	128°	1,0°	3.91m _	5,12 m _

La estrella Psi Sails A tiene un satélite que se mueve en una órbita elíptica. Es una estrella de quinta magnitud ubicada a una distancia angular de 1,0 segundos de arco . La identificación del nodo aguas arriba no está bien definida. Malkov et al. ( 2012 ) obtuvieron las masas dinámicas, fotométricas y espectroscópicas de ambas estrellas como 3,70 ± 0,50 $M_ {\ punto grande}$ , 2,42 $M_ {\ punto grande}$ y 3,00 $M_ {\ punto grande}$ respectivamente [9] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [35] de la estrella Psi Parus (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Estrella	clase espectral	distancia, st . años
Gliese 1126	K3V	9.36

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 10 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M que no estaban incluidas en la lista.

Notas

Comentarios

↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
↑ 1 2 3 4 5 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
↑ COP - enlace al catálogo de R. Copeland , 1 - número de entrada en su catálogo

Fuentes

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics (inglés) Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357
↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), Recopilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (inédito), Catálogo de datos UBV de Eggen (Inglés) ( SIMBAD )
↑ de Bruijne, JHJ y Eilers, A.-C. ( Octubre de 2012 ), Velocidades radiales para el proyecto HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion , Astronomía y astrofísica (ing.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201219219
↑ Psi Velorum . Base de datos estelar de Internet .
↑ Just, A. & Jahrei, H. ( octubre de 2008 ), La secuencia principal de estrellas F a K del vecindario solar en colores SDSS , Astronomische Nachrichten (inglés) Vol . 329 (8): 790 , DOI 10.1002/asna .200811030
↑ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF y McFadden, MT ( julio de 2006 ), Contribuciones al Proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 pc-The Southern Sample , The Astronomical Journal (inglés) v. 132 (1): 161 –170 , DOI 10.1086/504637
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David, Trevor J. & Hillenbrand, Lynne A. ( 2015 ), The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imágenes de exoplanetas , The Astrophysical Journal vol . 804 (2): 146 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Hartkopf, WI; Mason, BD & Worley, C.E. ( 2006 ), Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (inglés) , < http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6/orb6orbits.html#09307-4028 > . Consultado el 3 de abril de 2017. Archivado el 20 de octubre de 2016 en Wayback Machine .
↑ 1 2 3 Malkov, O. Yu.; Tamazian, VS; Docobo, JA & Chulkov, D.A. ( 2012 ), Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries , Astronomy & Astrophysics (ing.) v. 546: 5, A69 , DOI 10.1051/0004-6361/201219774
↑ 1 2 3 Gaia DR2 5426587107145955712 . Gaia DR2 (Colaboración Gaia, 2018) . Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ 1 2 3 4 5 6 Heiter, U.; Jofré, P.; Gustafsson, B. & Korn, AJ ( 2015 ), Estrellas de referencia Gaia FGK: Temperaturas efectivas y gravedades superficiales , Astronomía y astrofísica (ing.) V. 582: A49 , DOI 10.1051/0004-6361/201526319
↑ 1 2 Fabricio, C.; Hog, E.; Makarov, VV & Mason, BD ( marzo de 2002 ), The Tycho double star catalog , Astronomy and Astrophysics (inglés) Vol. 384: 180–189 , DOI 10.1051/0004-6361:20011822
↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A. & Schmitt, JHMM ( enero de 2009 ), emisión de Ca II HK en estrellas de rotación rápida. Evidencia del inicio de la dínamo de tipo solar , Astronomy and Astrophysics (Eng.) Vol. 493 (3): 1099–1107, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 , < http://goedoc.uni-goettingen. de/goescholar/bitstream/handle/1/9690/aa10377-08.pdf?sequence=2 > (enlace descendente)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia DR2 5426587107149861120 . Gaia DR2 (Colaboración Gaia, 2018) . Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ *psi Vel - Estrella doble o múltiple . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Base de datos de objetos astronómicos. Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 22 de junio de 2020.
↑ *psi Vel A -- Estrella de alto movimiento propio . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Base de datos de objetos astronómicos. Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 22 de junio de 2020.
↑ *psi Vel B -- Estrella de alto movimiento propio . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Base de datos de objetos astronómicos. Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 16 de junio de 2020.
↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. Nuevas restricciones sobre la evolución química del vecindario solar y los discos galácticos .) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2011. - Vol. 530.-P.A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Emisión de Ca II HK en estrellas de rotación rápida // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2009. - Vol. 493, edición. 3.- Pág. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
↑ Base de datos astronómica SIMBAD
↑ 12 HR 3786 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020. (Ruso)
↑ 1 2 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (inglés) volumen 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=46505 Archivado el 15 de junio de 2020 en Wayback Machine
↑ 1 2 Psi Velorum . Guía del Universo . Archivado desde el original el 22 de agosto de 2018.
↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi & Fukagawa, Misato ( septiembre de 2010 ), Miembros potenciales de grupos cinemáticos estelares dentro de 20 pc del Sol , The Astronomical Journal vol . 140(3): 713–722 , DOI 10.1088/0004- 6256/140/ 3/713
↑ Hessman , FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; pantano, TR; Günther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ Hábitos, GMHJ; Heintze, JRW Correcciones bolométricas empíricas para la secuencia principal // Astronomía y astrofísica : revista . - 1981. - noviembre ( vol. 46 ). - pág. 193-237 . - .
↑ Entrada de catálogo CADARS: recno= 4603 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 15 de abril de 2022. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ Entrada de catálogo CADARS: recno= 4600 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 15 de abril de 2022. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ Entrada de catálogo CADARS: recno= 4601 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 15 de abril de 2022. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ Entrada de catálogo CADARS: recno= 4602 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 15 de abril de 2022. Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ Samus, NN & Durlevich, OV ( 2009 ), Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013) (ing.) , Catálogo de datos en línea de VizieR: B/gcvs Vol . 1
↑ NVI 4513 . GAISH . Archivado desde el original el 15 de junio de 2020.
↑ COP 1: Entrada de catálogo del Catálogo de estrellas dobles de Washington . Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 25 de marzo de 2016.
↑ y Velorum . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 15 de junio de 2020. Archivado desde el original el 22 de enero de 2013.
↑ Estrellas a 20 años luz de Psi Velorum: (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

Imagen de Psi Sails

Las estrellas de la constelación Velas
Bayer	γ d kd:Q14259 λ mre:Q66477104 o φ ψ Ad:Q1647935 Bd:Q1647944 Cd:Q1648168 Dd:Q3781690 mid:Q6725681 Fd:Q3781650 Hd:Q3781716 yod:Q3781790 jre:Q66477126 kd:Q384280 Ld:Q3781803 METROd:Q3781805 norted:Q2606736 Od:Q3781818 qd:Q1648163 ad:Q1648154 bd:Q1747502 Cd:Q2396065 dd:Q3781691 mid:Q3781674 Fd:Q3781701 gramod:Q1051077 hd:Q3781698 id:Q3781971 k¹d:Q3781756 k²d:Q3781752 yod:Q3781755 metrod:Q3781826 norted:Q1648178 pagsd:Q1052081 qd:Q1647695 rd:Q3781888 sd:Q75730274 td:Q3781910 tud:Q3781823 wd:Q3781720 Xd:Q3781921 yd:Q601735 zd:Q3781751
Variables	Rd:Q3928450 Sd:Q6116382 Td:Q56304769 tud:Q56192491 Vd:Q6158545 Wd:Q4017601 Xd:Q4021693 Yd:Q4022337 Zd:Q56163567 norted:Q2606736 Ahd:Q3600959 AIre:Q5653651 OAd:Q12069966 CVd:Q5737708 FZd:Q7212645 G Kd:Q3781786 médico de cabecera GXd:Q3781740 GYd:Q3781876 GZd:Q3781881 HU alto voltajed:Q6725681 HWd:Q3781679 HXd:Q3781687 HYd:Q3781688 Hzd:Q3781699 IOd:Q12070502 IPd:Q3781816 ESd:Q3781583 IUd:Q3781721 IVd:Q3781835 IWd:Q3781962 IYd:Q3781712 ESd:Q3781723 KNd:Q12070557 KQd:Q2917645 CRd:Q16688125 KTd:Q6725516 kilovatiosd:Q12069942 KXd:Q3781701 Kentuckyd:Q12068595 LNd:Q3781686 LRd:Q3781769 LWd:Q3781864 mesd:Q12070202 MVre:Q66477126 NOd:Q3781602 Nueva Yorkd:Q3781678 Nueva Zelandad:Q3781680 OOd:Q12070150 OPd:Q3781693 OQd:Q12070193 OYd:Q7267231 PQd:Q12070308 PTre:Q6055540 PXd:Q12070386 QSd:Q16688165 QVd:Q12070492 QZd:Q3781830 V335d:Q526084 V338d:Q12070671 V340d:Q12070701 V349d:Q12070753 V350d:Q12070755 V360d:Q12070909 V361d:Q3781975 V382d:Q777239 V391d:Q93302318 V469d:Q12070185
sistemas planetarios	HD 73526d:Q282389 HD 75289 HD 83443d:Q260362 HD 85390 HD 93385 HD 95338d:Q88187994 HD 297549d:Q89434227 HD 300730d:Q94449439 TOI-1231d:Q81376505 Avispa-19 Gliese 367d:Q90956012 Gliese 370 Gliese 1132
Otro	cadera 43148 Lumán 16
Lista de estrellas en la constelación Velas