OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Mimosa (estel)

Mimosa (Beta de la Creu del Sud / β Crucis) és el segon estel més brillant de la constel·lació de la Creu del Sud (Crux Australis) i la vintena més brillant del cel nocturn. També se l'anomena «Becrux», que no és més que una contracció de la lletra grega Beta i la paraula Crux, mentre que l'origen del nom «Mimosa» pot estar relacionat amb la flor del mateix nom (*).
Becrux és una estrella subgegant de magnitud visual +1,30 de color blau i tipus espectral B0.5IV amb una temperatura propera als 27.000 K. La seva lluminositat, 2000 vegades més gran que la del Sol a l'espectre visible, puja a 19.600 sols quan es considera la radiació emesa a la ultraviolada, que en una estrella tan calent suposa una proporció important.
El seu diàmetre és aproximadament 7 vegades el del Sol, i la seva massa és 14 vegades la solar. És una estrella jove, amb una edat estimada de 10 milions d'anys, el contingut relatiu de ferro és igual a 3 / 4 parts del trobat en el Sol. És una estrella variable polsant de tipus Beta Cephei, el brillantor varia entre magnitud +1,23 i +1,33 amb períodes de 4,588, 4,028, 4,386, 6,805 i 8,618 hores.
Situada a 280 anys llum de sistema solar, l'espectre de Becrux revela que és una estrella binària propera els dos components, separades unes 7 unitats astronòmiques, tenen un període orbital de 5 anys.
A més, s'ha descobert una segona companya de massa baixa, no observable a l'espectre visible, però activa en raigs X, és una estrella pre-seqüència principal, és a dir, està encara en procés de formació. Separada almenys 350 ua del parell interior, empra 1.600 anys o més en completar una òrbita. Una quarta estrella, visualment a 42 segons d'arc, pot pertànyer al sistema. Si realment forma part d'aquest, seria una nana taronja distant almenys 3.600 ua de la component més brillant.

## Referències

* 1 2 Andrea Fabiana Torres «Fundamental parameters of B supergiants from the BCD system. I. Calibration of the (λ_1, D) parameters into Teff» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 27-03-2009, pàg. 297–320. DOI: 10.1051/0004-6361/200811147.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 3 4 5 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
* ↑ Dimitri Pourbaix «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 9-2004, pàg. 727–732. DOI: 10.1051/0004-6361:20041213.
* 1 2 «Chemical abundances in early B-type stars. V. Metal abundances and LTE/NLTE comparison» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1994, pàg. 867–873.
* 1 2 «Beta Crucis- Variable Star of beta Cep type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 3 gener 2021].
* 1 2 «Mimosa» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 3 gener 2021].
# XO-1b

XO-1 b és també catalogat com a GSC 02041-01657 b és un planeta extrasolar situat a aproximadament 600 anys llum a la constel·lació de la Corona Boreal. Aquest planeta va ser descobert orbitant la nana groga designada com a XO-1 des de 2006.

## Referències

* 1 2 Jeff A Valenti «A Transiting Planet of a Sun‐like Star» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 10-09-2006, pàg. 1228–1238. DOI: 10.1086/505651.
* 1 2 3 4 5 Luigi Mancini «The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. XIV. Investigating giant planet migration history via improved eccentricity and mass determination for 231 transiting planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2017, pàg. A107. DOI: 10.1051/0004-6361/201629882.
* ↑ Carole Ann Haswell «ExoClock Project. III. 450 New Exoplanet Ephemerides from Ground and Space Observations». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 2023, pàg. 4. DOI: 10.3847/1538-4365/AC9DA4.
* 1 2 3 4 5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ «Planet XO-1 b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 15 desembre 2020].

## Enllaços externs

* «Astronomers Catch Planet By Unusual Means». SpaceDaily, 19-05-2006. [Consulta: 29 juny 2008].
* «Astronomers Use Innovative Technique to Find Extrasolar Planet». Hubble Space Telescope. NASA, 18-05-2006. [Consulta: 29 juny 2008].
* Ayiomamitis, Anthony. «Astrophotography by Anthony Ayiomamitis», 04-06-2009. [Consulta: 10 juny 2009]. (Amateur's observation using Differential Photometry)
Coordenades: 16$^h$ 02$^m$ 12$^s$; +28° 10′ 11″
# YZ de Perseu

YZ de Perseu (YZ Persei) és un estel variable a la constel·lació de Perseu de magnitud aparent mitjana +8,23. És possible membre de l'Associació estel·lar Perseus OB1 i la seva distància aproximada del sistema solar és de 1.780 parsecs (5.800 anys llum).
YZ de Perseu és una supergegant vermell de tipus espectral M2Iab amb una temperatura efectiva de 3.660 K. Amb un radi 540 vegades més gran que el radi solar, és un supergegant de grans dimensions similar a Antares (α Scorpii), però la seva grandària queda lluny de la de VY Canis Majoris o μ Cephei, dos dels estels més grans de la galàxia. El radi de YZ Persei equival a 2,5 ua; si estigués en el lloc del Sol, les òrbites dels primers quatre planetes —Mart inclusivament— quedarien englobades a l'interior de l'estel. Conseqüentment és un estel molt lluminós —la seva magnitud absoluta bolomètrica és -7,0—, lluint amb una lluminositat 51.000 vegades superior a la del Sol.
Catalogat com una variable polsant semiregular SRB, la lluentor de YZ de Perseu varia 1,9 magnituds a o llarg d'un període de 378 dies.

## Referències

* ↑ Bertrand Plez «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 8-2005, pàg. 973–985. DOI: 10.1086/430901.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 3 4 5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* 1 2 Benoit Famaey «Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 1-2005, pàg. 165–186. DOI: 10.1051/0004-6361:20041272.
* ↑ «YZ Per - Semi-regular pulsating Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 maig 2021].
* ↑ Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. «Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters». Astronomy and Astrophysics. pp. 165-186.
* ↑ Verhoelst, T.; van der Zypen, N.; Hony, S.; Decin, L.; Cami, J.; Eriksson, K. «The dust condensation sequence in red supergiant stars». Astronomy and Astrophysics. pp. 127-138.
* ↑ Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought». The Astrophysical Journal. pp. 973-985.
* ↑ YZ Persei (Catàleg General d'Estrelles Variables)
# Y Piscium

Y Piscium (Y Psc) és un estel variable a la constel·lació dels Peixos, visualment situat a poc més de 2º al nord-est de θ Piscium. La seva magnitud aparent màxima, en banda B, és +9,60. D'acord amb la nova reducció de les dades de paral·laxi d'Hipparcos, Y Piscium s'hi troba a una incerta distància de 800 parsecs (2.600 anys llum), encara que l'error en el mesurament és igual al valor de la pròpia mesura.
Y Piscium és un binari espectroscòpic amb un període orbital de 3,7658 dies. L'estel primari és un estel blanc de tipus espectral A3 amb una lluminositat 65 vegades superior a la del Sol. Posseeix una massa entre 2,05 i 2,80 masses solars i un radi entre 2 i 3,1 radis solars. L'estel secundari és un subgegant taronja de tipus K0IV. La seva lluminositat és 8,5 vegades major que la lluminositat solar, encara que amb prou feines contribueix amb l'11 % a la lluminositat conjunta del sistema. Amb una massa inferior a la solar —entre el 53% i el 70% d'aquesta—, el seu radi és entre 3,6 i 4,0 vegades més gran que el del Sol.
Y Piscium és un binari eclipsant, no gaire diferent a Alphecca (α Coronae Borealis) o a Y Camelopardalis. Durant l'eclipsi principal, la lluentor d'Y Piscium disminueix 3 magnituds, mentre que en el secundari la disminució de lluentor no és perceptible.

## Referències

* ↑ «New photometric study of the interacting binary star system Y Piscium» (en anglès). Astronomical Journal, 2012, pàg. 146. DOI: 10.1088/0004-6256/144/5/146.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ Mario Perinotto «A catalogue of stellar rotational velocities» (en anglès). Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago, 1970, pàg. 1.
* ↑ Ralf-Dieter Scholz «Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations». Astronomische Nachrichten, 9, 11-2007, pàg. 889-896. DOI: 10.1002/ASNA.200710776.
* 1 2 «Y Psc - Eclipsing binary of Algol type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 maig 2021].
* ↑ Budding, E.; Erdem, A.; Çiçek, C.; Bulut, I.; Soydugan, F.; Soydugan, E.; Bakiş, V.; Demircan, O. «Catalogue of Algol type binary stars». Astronomy and Astrophysics. pp. 263-268.
* ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics. pp. 785-789 (Taula consultada en CDS).
# Zeta Cassiopeiae

Zeta Cassiopeiae (ζ Cas / 17 Cassiopeiae / HD 3360 / HR 153) és un estel a la constel·lació de Cassiopea de magnitud aparent +3,67. S'hi troba aproximadament a 600 anys llum del sistema solar.
Zeta Cassiopeiae és un estel blau calent amb una temperatura de 21.000 K. Encara que catalogat com subgegant de tipus espectral B2 IV, pot ser un estel encara en la seqüència principal amb una edat de 25 milions d'anys. És un estel massiu amb una massa de 9 masses solars, en el límit entre els estels que finalitzen la seva vida com a nanes blanques massives i aquelles altres que, superant aquest límit, exploten com a supernoves. Té un diàmetre 6,1 vegades major que el del Sol i brilla amb una lluminositat 6.400 vegades superior a la lluminositat solar, incloent-hi una important quantitat de radiació emesa com a llum ultraviolada.
Zeta Cassiopeiae experimenta lleugeres fluctuacions en la seva lluentor de 0,005 magnituds al llarg d'un període de 1,56 dies. Està classificada com a Estrella B polsant lenta (SPB) —versió freda i tènue de les variables Beta Cephei—, el prototip de la qual és 53 Persei. És la primera dins d'aquesta classe on s'ha trobat un camp magnètic; variacions en el vent estel·lar, modulat per aquest camp magnètic, han permès calcular el seu període de rotació —5,37 dies—, que correspon a una velocitat de rotació de 56 km/s, baixa per a un estel de les seves característiques.

## Referències

* ↑ «Spectral Classification» (en anglès). Anual Review of Astronomy and Astrophysics, 1, 9-1973, pàg. 29-50. DOI: 10.1146/ANNUREV.AA.11.090173.000333.
* 1 2 3 4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 «Present-day cosmic abundances. A comprehensive study of nearby early B-type stars and implications for stellar and Galactic evolution and interstellar dust models» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3-2012, pàg. 143–143. DOI: 10.1051/0004-6361/201118158.
* ↑ Almudena Alonso Herrero «The IACOB project. I. Rotational velocities in northern Galactic O- and early B-type stars revisited. The impact of other sources of line-broadening» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2-2014, pàg. 135–135. DOI: 10.1051/0004-6361/201322758.
* ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
* ↑ «The atmospheric parameters and spectral interpolator for the MILES stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2011, pàg. 165–165. DOI: 10.1051/0004-6361/201116769.
* 1 2 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* 1 2 NSV 225 - Pulsating variable Star (SIMBAD)
* 1 2 «Zeta Cas» (en anglés). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 1r novembre 2020].
# Zeta de l'Àguila

Zeta de l'Àguila (ζ Aquilae) és un sistema estel·lar triple de la constel·lació de l'Àguila. Es coneix també amb el nom tradicional de Deneb el Okab, del terme àrab ذنب العقاب (ðanab al-cuqāb) que significa «la cua del falcó», i amb els noms, en mandarí, Woo i Yuë, derivats de 吳, wú, un antic país a prop de la província de Jiangsu, i 粵, yuèun, un antic país a prop de la província de Guandong.
La component primària, ζ Aquilae A, és una estrella blanca del tipus A de les nanes de la seqüència principal amb una magnitud aparent de +2,99. Té dues companyes de la 12a magnitud a 6,5 i 158,6 segons d'arc. Dseta Aquilae està aproximadament 83,2 anys llum de la Terra.

## Referències

* 1 2 Christopher J. Corbally «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 10-2003, pàg. 2048–2059. DOI: 10.1086/378365.
* ↑ Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* ↑ Tabetha S. Boyajian «Stellar diameters and temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K stars: additional high-precision measurements and empirical relations» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 13-06-2013, pàg. 40. DOI: 10.1088/0004-637X/771/1/40.
* 1 2 3 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 10-2002, pàg. 897-911. DOI: 10.1051/0004-6361:20020943.
* ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
* 1 2 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
# Zeta del Taure

Zeta del Taure (ζ Tauri) és una estrella binària dins la constel·lació zodiacal de Taurus, el Toro. Té una magnitud visual aparent de 3.0, la qual té una brillantor suficient per observar-la a ull nu. Per paral·laxi es troba a una distància d'uns 440 anys llum de la Terra.
Comparada amb el Sol, l'estrella primària és enorme amb una massa d'unes 11 vegades que la del Sol i un radi d'unes 5-6 vegades.Té una rotació ràpida de 125 km s$^{−1}$. La seva estrella companya té un 94% de la massa del Sol. La seva classificació per la seva massa és de G4.

## Referències

* ↑ «Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 9-1982, pàg. 55–83. DOI: 10.1086/190820.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 3 «Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2-2012, pàg. A143. DOI: 10.1051/0004-6361/201118065.
* 1 2 3 4 5 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* ↑ «Rotational Velocities of B Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 7-2002, pàg. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
* ↑ «Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue». Astronomy and Astrophysics, 12-1995, pàg. 269–280.
* ↑ Harmanec, P.; Horn, J.; Koubsky, P.; Zdarsky, F. «Photoelectric photometry at the Hvar Observatory. IV - A study of UBV variations of a group of bright northern Be stars». Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia, Bulletin, 31, 3, 1980, p. 144–159.
* ↑ van Leeuwen, F. «Validation of the new Hipparcos reduction». Astronomy and Astrophysics, 474, 2, 11-2007, p. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* 1 2 Schaefer, G. H.; Gies, D. R.; Monnier, J. D.; Richardson, N. D. «Multi-epoch Near-infrared Interferometry of the Spatially Resolved Disk around the Be Star ζ Tau». The Astronomical Journal, 140, 6, 12-2010, p. 1838–1849. DOI: 10.1088/0004-6256/140/6/1838.
* ↑ Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica «Rotational velocities of B Stars». The Astrophysical Journal, 573, 1, 7-2002, p. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
# Bsissa

La bsisa és una preparació dolça a base de cereals d'origen amazic que a Tunísia se serveix sobretot per esmorzar. En aquest país són una mena de farinetes de blat o ordi, més o menys líquides segons si es fan amb aigua o llet o bé amb oli d'oliva, que es perfumen amb marduix, coriandre, anís i fonoll. Hi han variants d'aquestes farinetes dolces i especiades (de vegades amb comí, anís, etc.) en altres països del Magrib, com Líbia o Algèria, on són anomenades howira, zumita, etc.

## Referències

* ↑ Shahidi, Fereidoon; Kiritsakis, Apostolos. Olives and Olive Oil as Functional Foods: Bioactivity, Chemistry and Processing (en anglès). John Wiley & Sons, 2017-06-15, p. 377. ISBN 978-1-119-13532-6.
* ↑ Al-Khusaibi, Mohammed; Al-Habsi, Nasser; Rahman, Mohammad Shafiur. Traditional Foods: History, Preparation, Processing and Safety (en anglès). Springer Nature, 2019-10-18, p. 73. ISBN 978-3-030-24620-4.
* ↑ Mabrouk, Hanene. «La "bsissa" : un mets rassasiant aux multiples vertus» (en francès). mangeonsbien.com, 19-02-2019. [Consulta: 12 juny 2022].
# Èpsilon2 de l'Altar

Èpsilon² de l'Altar (ε² Arae) és un sistema estel·lar triple de la constel·lació de l'Altar. Està a uns 85,9 anys llum de la Terra.
El component primari, ε² Arae A, és una groga-blanca del tipus F de les nanes de la seqüència principal de la magnitud aparent +5,4. Té una companya molt a prop ε² Arae C, que està a 0,6 segons d'arc i és de la magnitud aparent +8,6. A 25 segons d'arc de la primària hi trobam una companya de la 13a magnitud: ε² Arae B. La magnitud aparent del conjunt del sistema és +5,27.

## Referències

* ↑ Christopher J. Corbally «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 02-06-2006, pàg. 161–170. DOI: 10.1086/504637.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 «Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 12-06-2018, pàg. 55–55. DOI: 10.1051/0004-6361/201732209.
* ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 1-2009, pàg. 1099–1107. DOI: 10.1051/0004-6361:200810377.
* ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
# Ípsilon de l'Ossa Major

Ípsilon de l'Ossa Major (υ UMa Ursae Majoris) és un estel de magnitud aparent +3,80 situat a la constel·lació de l'Ossa Major. A la Xina era coneguda —al costat de θ Ursae Majoris i φ Ursae Majoris— com Wan Chang, «la il·luminació literària». S'hi troba a 115 anys llum del sistema solar.
Ípsilon Ursae Majoris és una subgegant blanc-groga de tipus espectral F2IV i 7.170 K de temperatura. 29 vegades més lluminosa que el Sol, té un radi de 3,5 radis solars i una massa doble que la del Sol. Com a subgegant que és, es troba finalitzant la fusió del seu hidrogen intern. Gira sobre si mateixa a una velocitat d'almenys 124 km/s, unes 60 vegades més de pressa que el Sol, sent el seu període de rotació de 1,4 dies. L'alta velocitat amb la qual Ípsilon Ursae Majoris s'hi mou respecte a nosaltres (62 km/s, unes quatre vegades major que el valor normal) indica que procedeix d'una altra regió de la galàxia.
Ípsilon Ursae Majoris és una variable Delta Scuti amb una petita variació en la seva lluentor, no perceptible a l'ull humà, de 0,18 magnituds. El període principal és de 3,19 hores, però existeixen altres compresos entre 1,6 i 2,1 hores.
Ípsilon Ursae Majoris forma un estel binari amb una tènue acompanyant situada a 11,6 segons d'arc. D'acord a la seva magnitud +11,5, és una nana roja de tipus M0 amb una massa aproximada de 0,5 masses solars. La separació observada correspon a una distància mínima de 409 ua entre ambdues estels, amb un període orbital d'almenys 5.200 anys.

## Referències

* ↑ «G.P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 10-1985, pàg. 197–227. DOI: 10.1086/191069.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* ↑ «Towards a fundamental calibration of stellar parameters of A, F, G, K dwarfs and giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 11-1998, pàg. 858–871.
* ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 1-2009, pàg. 1099–1107. DOI: 10.1051/0004-6361:200810377.
* ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
* 1 2 «Upsilon Ursae Majoris» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ Allen, Richard Hinckley. «Ursa Major, the Greater Bear». A: Courier Dover Publications. Star Names — Their Lore and Meaning (en anglès), 1889, p. 563. ISBN 0-486-21079-0.
* 1 2 3 «Upsilon Ursae Majoris» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
# Natàlia Butúzova

Natàlia Butúzova (República Socialista Soviètica de l'Uzbekistan, 17 de febrer de 1954) és una ex-tiradora amb arc uzbeka que va competir sota bandera soviètica durant les dècades de 1970 i 1980.
El 1980 va prendre part en els Jocs Olímpics de Moscou, on guanyà la medalla de plata en la prova individual del programa de tir amb arc. El 1988, als Jocs de Seül, va disputar dues proves del programa de tir amb arc. Fou quarta en la prova per equips i divuitena en la prova individual. En el seu palmarès també destaquen dues medalles d'or al Campionat del món de tir amb arc, cinc d'or al Campionat d'Europa de tir amb arc i cinc campionats nacionals (de 1979 a 1983).
Un cop retirada exercí d'entrenadora a l'Uzbekistan i Alemanya.

## Referències

* 1 2 3 «Natalya Butuzova Olympic Results». sports-reference.com. Arxivat de l'original el 3 de setembre 2011. [Consulta: 1r desembre 2019].
* ↑ Campionat del món de tir amb arc de 1981