OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Casa Dolors Alesan de Gibert

La Casa Dolors Alesan de Gibert és un edifici situat al passeig de Sant Joan, 110 de la Dreta de l'Eixample de Barcelona, inclòs a l'Inventari del Patrimoni Arquitectònic de Catalunya.

## Història

Va ser projectada el 1902 per l'arquitecte Enric Fatjó i Torras per a Dolors Alesan i Claparols, casada amb Francesc Xavier Gibert i Pla.

## Descripció

És un edifici de planta baixa i cinc pisos. L'accés principal, centrat en la façana, comunica amb una zona de vestíbul que conté el celobert i l'escala que dona accés als pisos superiors. La façana té una composició simètrica d'obertures en quatre eixos verticals. En els eixos laterals apareixen unes tribunes de pedra que abracen els dos primers pisos i fan de balcó del tercer. Els dos eixos centrals tenen balconeres, unides per un balcó corregut en els dos primers nivells. L'última planta s'obre amb vuit balconeres a mode de galeria unides, de dos en dos, per balcons semicirculars.
El coronament té una barana calada correguda a tota l'amplada amb elements escultòrics. Aquesta integra en la part central una part cega considerablement sobreelevada i rematada per una cornisa arquejada. Aquest parament cec serveix de fons per recolzar un gran medalló amb l'any de construcció, profusament orlat, i un medalló de coronament que remata el conjunt per dalt. La coberta és plana amb terrat, del qual surt un àtic prudencialment retirat de la façana. De l'exterior destaquen les baranes de pedra dels balcons formats per grups escultòrics amb al·legories a la música i elements naturalistes.
Es conserven vitralls emplomats amb vidres de colors a les tribunes i a les finestres del celobert. L'interior reflexa en bona part els criteris presents a la façana; cuidat treball de serralleria i elements de vidre i fusta de clara influencia modernista per una banda, però moderació en els colors per l'altra.
En aquest edifici sobresurt la presència d'elements decorats amb formes vegetals típiques del modernisme en tota la façana, especialment en les mènsules dels balcons o en els medallons de les claus.

## Referències

* 1 2 3 4 5 6 7 8 «Casa Dolors Alesan de Gibert». Inventari del Patrimoni Arquitectònic de Catalunya. Generalitat de Catalunya. Departament de Cultura. Direcció General del Patrimoni Cultural.
* ↑ «Dolores Alesan de Gibert. Passeig de Sant Joan (110). Construir casa a un solar». Q127 Eixample 8767/1902. AMCB, 12-12-1902.
* ↑ «Casa Dolors Alesan Claparols de Francesc X. Gibert Pla». Arquitectura Modernista. Valentí Pons Toujouse.

## Enllaços externs

* «Casa Dolors Alesan Claparols de Francesc X. Gibert Pla». Arquitectura Modernista. Valentí Pons Toujouse.
# Kappa de l'Ossa Major

Kappa de l'Ossa Major (κ Ursae Majoris) és un estel de magnitud aparent +3,6, situat en la constel·lació de l'Ossa Major.
És un estel binari distant 423 anys llum del sistema solar. Les dues components estan visualment molt properes, i la seva separació és de només 0,3 segons d'arc. Són dos estels molt semblants de tipus espectral A1 amb una temperatura entorn de 9.600 K. La component principal és 290 vegades més lluminosa que el Sol i la seva companya és 250 vegades més lluminosa que aquest. Ambdues estan acabant la combustió d'hidrogen en el seu nucli intern i transformant-se en subgegants. El període orbital del sistema sembla de 35,6 anys, variant la separació entre els dos estels entre 11 i 37 ua a causa de l'excentricitat de l'òrbita.
Una o els dos estels són estels Ae, és a dir, emeten radiació que no prové dels estels en si, sinó d'un disc circumestel·lar existent entorn d'elles. Aquesta classe d'estels són les homòlogues de tipus A de les estrelles Be, entre les quals es troba Gomeisa (β Canis Minoris), si bé aquesta última és uns 200 K més calenta. Com cal esperar en aquest tipus d'estels, una o els dos estels que el formen roten ràpidament; la velocitat de rotació mesurada és d'almenys 201 km/s, la qual cosa implica un període de rotació igual o inferior a 3,5 dies.

## Referències

* 1 2 «Rotational velocities of A-type stars. III. Velocity distributions» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2-2007, pàg. 671–682. DOI: 10.1051/0004-6361:20065224.
* ↑ Claus Fabricius «The Tycho double star catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2002, pàg. 180–189. DOI: 10.1051/0004-6361:20011822.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201117691.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Kappa Ursae Majoris» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 17 maig 2021].
* ↑ Kappa Ursae Majoris Arxivat 2015-07-31 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 «Kappa Ursae Majoris» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 17 maig 2021].
# Kappa de la Vela

Kappa de la Vela (κ Velorum) és una estrella de la constel·lació de la Vela, part de l'antiga constel·lació de la Nau Argos, la quarta més brillant de la mateixa amb magnitud aparent +2,47. També rep el nom tradicional de Markeb o Markab, més utilitzat per designar l'estrella Markab, Alfa del Pegàs. És l'estrella més brillant de la Falsa Creu, asterisme que forma juntament amb δ Velorum, Avior (ε Carinae) i Aspidiske (ι Carinae).
Kappa de la Vela és una estrella blava-blanca (de la seqüència principal o subgegant) de tipus espectral B2IV-V que es troba a uns 540 anys llum de la Terra. La seva lluminositat és de 18.400 sols, tinguda ja en compte una gran quantitat d'energia emesa en l'ultraviolat, ja que és una estrella molt calenta la temperatura és de l'ordre de 22.300 K. La seva massa s'estima en 10 ó 11 massa solar és. En ser tan massiva, amb una edat estimada de 16 a 20 milions d'anys, està entrant ja en la fase final de la seva vida.
Kappa de la Vela és una estrella binària espectroscòpica, la companya completa una òrbita al voltant d'ella cada 116,65 dies. La distància mitjana entre ambdues és d'almenys 0,5 ua. És, a més, una font emissora de raigs X, i es desconeix si la radiació prové de l'estrella visible o de la seva companya.
Com a curiositat cal assenyalar que, a només dos graus del pol sud celeste de Mart, pot ser considerada com l'estrella polar del sud d'aquest planeta.

## Referències

* ↑ «Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems». Astronomy and Astrophysics, 1975, pàg. 91–99.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ «The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A». Astronomy and Astrophysics, 1995, pàg. 553–564.
* 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.
* ↑ «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.

## Enllaços externs

* «* kap Vel -- Spectroscopic binary» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 9 gener 2021].
* «Markeb» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 9 gener 2021].
# Kathy Vivas

Kathy Vivas (Tovar, 1972) és una astrofísica veneçolana reconeguda per les seves investigacions i trobar fins a 100 estrelles RR Lyrae noves i molt distants. Es troben entre 13.000 i 220.000 anys llum del Sol, i alguns les consideren de les més antigues de la Via Làctia. La seva investigació ha permès alguns dels primers estudis de l'estructura i les propietats de tot l'halo de la Via Làctia i no només les seves parts més interiors. L'observació es va fer possible combinant un telescopi amb una càmera de gran format, permetent als astrònoms cobrir grans porcions del cel en una curta quantitat de temps.
Vivas és graduada en física de la Universitat dels Andes i doctora en astrofísica de la Universitat Yale. De 2002 a 2013 va exercir com a investigadora del Centre d'Investigació d'Astronomia Francisco J. Duarte (Observatori Astronòmic Nacional de Llano del Hato), al poble de Llano del Hato, als Andes veneçolans, a uns 50 km al nord-est de Mèrida.
El 2009 va rebre el premi Empreses Polar Lorenzo Mendoza Fleury.

## Referències

* 1 2 3 Graterol, Javier «La astronomía es una ciencia apasionante» (en castellà). El Nacional, 18-05-2009.
* ↑ «Yale Researcher Identifies Stars That Give Clues to the Milky Way» (en anglès). Yale News.
* ↑ «Histórico Investigadores del CIDA» (en castellà). Web Cida. Arxivat de l'original el 2017-04-06. [Consulta: 29 agost 2020].
# Khi de l'Àguila

Khi de l'Àguila (χ Aquilae) és una estrella binària de la constel·lació de l'Àguila. Està aproximadament a 155 anys llum de la Terra.
La component primària, χ Aquilae A, és una estrella gegant groga del tipus G de la magnitud aparent +5,6. La seva companya, χ Aquilae B, és una nana de la seqüència principal blanca del tipus A de la magnitud aparent +6,8. Les dues estrelles estan separades 0,6 segons d'arc i la seva brillantor combinada és de la magnitud aparent +5,26.

## Referències

* ↑ «Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 12-2002, pàg. 513–537. DOI: 10.1086/342942.
* ↑ «UBV photometry of stars whose positions are accurately known. VI». Astronomy and Astrophysics, 1991, pàg. 415–419.
* 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.
* ↑ 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.
# Lambda del Taure

Lambda del Taure (λ Tauri) és un estel variable de la constel·lació del Taure de magnitud aparent +3,41. S'hi troba a uns 370 anys llum de distància del Sistema Solar.
Lambda del Taure és una binària eclipsant formada per un estel blau de tipus espectral B3V i una subgegant blanc de tipus A4IV. S'hi troben molt properes, només separades 0,10 ua —un 27% de la distància entre Mercuri i el Sol—, i el seu pla orbital està gairebé en la línia de visió. L'estel blanc és 95 vegades més lluminós que el Sol mentre que l'estel blau és 4.000 vegades més lluminós que el Sol. El sistema té una edat aproximada de 100 milions d'anys.
En ser menys lluminós l'estel blanc que el blau, quan el primer passa per davant de la segona, la lluentor de Lambda Tauri descendeix a magnitud +4,1. Això succeeix cada 3,95 dies, que correspon al període orbital del sistema, i l'eclipsi dura 1,1 dies de principi a fi. En l'eclipsi secundari (el pas de l'estel blau per davant de l'estel blanc) la variació de la lluentor és només una tercera part de la de l'eclipsi principal. A més, la proximitat entre ambdós estels fa que les forces de marea distorsionen la forma dels estels, per la qual cosa també la lluentor varia quan no hi ha eclipsis, en funció de la secció de l'estel que és visible. Hi ha certa evidència que pot existir transferència de massa entre els dos estels.
Un tercer estel, encara sense confirmar, podria completar el sistema estel·lar. De massa similar al Sol, orbitaria al voltant del parell interior a una distància de 0,4 ua, i el seu període orbital seria de 33 dies.

## 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.
* 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.
* ↑ Norberto Castro «The IACOB project. III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 19-12-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201628541.
* ↑ «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.
* ↑ V* lam Tau -- Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
* 1 2 3 Lambda Tauri (Stars, Jim Kaler)
# M2-9

Minkowski 2-9, abreviada M2-9 és una nebulosa planetària descoberta per Rudolph Minkowski l'any 1947. S'ubica a aproximadament 2.100 anys llum de la Terra en direcció a la constel·lació del Serpentari. La nebulosa bipolar pren la forma peculiar de dos lòbuls de pols estel·lar que emana d'una estrella central.
El component principal de la binària central és el nucli calent d'una nana blanca que arribà al final del seu cicle de vida i expulsà la major part de les seves capes exteriors per a després convertir-se en una gegant vermella que ara s'està contraient com una nana blanca. Es creu que al principi de la seva vida, va ser una estrella similar al nostre Sol.
La nebulosa s'ha anat inflant dramàticament a causa del vent estel·lar que bufa en el disc que l'envolta i infla les ales, donant-les forma d'un gran rellotge de sorra. Es creu que la capa exterior té només 1.200 anys.

## Referències

* 1 2 3 Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ Eva Gloria Villaver Sobrino «The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 10-12-2008, pàg. 194–202. DOI: 10.1086/592395.
* 1 2 Andreas J. Wicenec «Galactic Planetary Nebulae and their central stars. I. An accurate and homogeneous set of coordinates» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 9-2003, pàg. 1029–1035. DOI: 10.1051/0004-6361:20031046.
* ↑ (Schwarz et al. 1997)
* ↑ (APoD 2007)
* ↑ Lykou, F.; Chesneau, O.; Zijlstra, A. A.; Castro-Carrizo, A.; Lagadec, E.; Balick, B.; Smith, N.; 4 «A disc inside the bipolar planetary nebula M2-9». Astronomy & Astrophysics. EDP Sciences, 527, A105, 03-02-2011. arXiv: 1011.5671. Bibcode: 2011A&A...527A.105L. DOI: 10.1051/0004-6361/200913845 [Consulta: 10 febrer 2014].
# MS Serpentis

MS Serpentis (MS Ser / HD 143315) és un estel binari en la constel·lació del Serpetn, a la regió de Sepens Caput molt prop del límit amb Corona Boreal. Té magnitud aparent +8,21 i es troba a 252 anys llum del sistema solar.

## Components

La component freda del sistema és una subgegant o gegant taronja de tipus espectral K2IV-III. Posseeix una temperatura efectiva de 4600 K i una massa equivalent al 71 % de la massa del Sol. El seu radi és 3,5 vegades més gran que el radi solar i gira sobre si mateix amb una velocitat de rotació projectada de 15 km/s. La component calenta és un nan groc de tipus G8V —semblant a 82 Eridani— la temperatura de la qual és de 5500 K. Amb una massa de 0,84 masses solars, el seu radi és igual al del Sol. La seva velocitat de rotació és d'almenys 7 km/s. La lluminositat conjunta d'ambdós estels és 3,8 vegades superior a la lluminositat solar.
El període orbital d'aquest binari és de 9,0148 dies, i el valor del semieix major de l'òrbita és 0,044 ua.

## Cinemàtica

MS Serpentis té una òrbita galàctica molt més excèntrica que la del Sol (i = 0,31). Això provoca que la seva distància respecte al centre de la Via Làctia variï entre 13.100 i 25.000 anys llum.

## Variabilitat

MS Serpentis és una variable BY Draconis, de la que s'ha observat una variació de lluentor de 0,11 magnituds. Emet energia en forma de raigs X, i la seva lluminositat en aquesta regió de l'espectre és de 0,034 × 1024 W.

## Referències

* ↑ John F. Heard «The radial velocities, spectral classes and photographic magnitudes of 1041 late-type stars». Publications of the David Dunlap Observatory, 1956, pàg. 105–143.
* 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.
* ↑ «ASAS photometry of ROSAT sources. I. Periodic variable stars coincident with bright sources from the ROSAT All Sky Survey» (en anglès). Acta Astronomica, 1, 3-2012, pàg. 67-95.
* ↑ David W. Latham «Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 07-12-2007, pàg. 209–231. DOI: 10.1088/0004-6256/135/1/209.
* ↑ 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.
* ↑ V* MS Ser -- Variable of RS CVn type (SIMBAD)
* 1 2 3 Eker, Z.; Ak, N. Filiz; Bilir, S.; Doğru, D.; Tüysüz, M.; Soydugan, E.; Bakış, H.; Uğraş, B.; Soydugan, F.; Erdem, A.; Demircan, O. «A catalogue of chromospherically active binary stars (third edition)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 1722-1726.
* 1 2 HIP 78259. Esteneu Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
* ↑ MS Ser (General Catalogue of Variable Stars)
# Messier 37

Messier 37 (M37 o NGC 2099) és un cúmul obert situat a la constel·lació de l'Auriga (el cotxer). Va ser descobert per Giovanni Battista Hodierna el 1654 i posteriorment redescobert i catalogat per Charles Messier el 1764. M37 conté 150 estrelles repartides en una zona d'uns 20 anys llum. La distància del cúmul varia segons les estimacions al voltant de 4.000 anys llum. Té una edat d'uns 300 milions d'anys, conté una dotzena d'estrelles gegants vermelles, les més brillants són de magnitud 9.

## Observació

El cúmul té una magnitud aparent de 5,4 i és observable a ull nu en excel·lents condicions. Amb binoculars es pot observar una nebulositat sense massa interès. En canvi, amb un telescopi de 114 mm es poden resoldre algunes estrelles, i la visió esdevé magnífica amb un instrument de 150 mm.

## Referències

* 1 2 «Messier 37». [Consulta: 4 octubre 2017].
* ↑ Ralf-Dieter Scholz «Astrophysical parameters of Galactic open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 18-07-2005, pàg. 1163–1173. DOI: 10.1051/0004-6361:20042523.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 Marcelo Assafin «Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2014, pàg. 79–79. DOI: 10.1051/0004-6361/201323226.
* ↑ Andrea Kunder «A RAVE investigation on Galactic open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2017, pàg. 106–106. DOI: 10.1051/0004-6361/201630012.
* 1 2 «The orbits of open clusters in the Galaxy» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 11-11-2009, pàg. 2146–2164. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.15416.X.
* ↑ Martin Netopil «On the metallicity of open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2014, pàg. 93–93. DOI: 10.1051/0004-6361/201322559.

## Enllaços externs

* SEDS (anglès)
* Dades astronòmiques SIMBAD (anglès)
# Messier 54

Messier 54 ( M54 o NGC 6715) és un cúmul globular de la constel·lació de Sagitari. Va ser descobert per Charles Messier el 1778.
En un primer moment es pensà que l'M54 es trobava a una distància d'uns 50.000 anys llum de la Terra. Posteriorment, el 1994 es va descobrir que M54 probablement no formava part de la Via Làctia, sinó de la galàxia nana el·líptica de Sagitari (SagDEG), convertint-lo d'aquesta manera en el primer cúmul globular extragalàctic descobert.
Les estimacions modernes situen M54 a una distància d'uns 87.000 anys llum, el que comportaria un radi real de 150 anys llum. Es tracta d'un dels cúmuls globulars més densos i lluminosos que es coneixen (classe III) amb una lluminositat de 850.000 lluminositats solars i una magnitud absolutat de -10, només superat per Omega Centauri a la nostra galàxia. M54 té almenys 84 estrelles variables, la majoria d'elles de tipus RR Lyrae, tot i que també hi ha dues variables vermelles semiregulars amb períodes de 77 i 101 dies.

## Observació

M54 és fàcil de trobar al cel, es troba prop de l'estrella ζ Sagittarii. Tanmateix, no és resoluble en estrelles inclús amb els telescopis d'aficionats més grans.

## Referències

* 1 2 3 «Messier 54». [Consulta: 29 agost 2017].
* ↑ Po-Feng Wu «Cosmicflows-2: the data» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 05-09-2013, pàg. 86. DOI: 10.1088/0004-6256/146/4/86.
* 1 2 3 4 William E. Harris «A catalog of parameters for globular clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomical Journal, 1996, pàg. 1487. DOI: 10.1086/118116.
* ↑ Lee Spitler «Uniting old stellar systems: from globular clusters to giant ellipticals» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008, pàg. 1924–1936. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2008.13739.X.
* 1 2 Laura Ferrarese «G2C2 – I. Homogeneous photometry for Galactic globular clusters in SDSS passbands» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 16-11-2013, pàg. 1725–1733. DOI: 10.1093/MNRAS/STT2002.
* 1 2 Ralf-Dieter Scholz «Global survey of star clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2013, pàg. 53–53. DOI: 10.1051/0004-6361/201322302.
* 1 2 «The ACS survey of galactic globular clusters. X. New determinations of centers for 65 clusters» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 09-11-2010, pàg. 1830–1837. DOI: 10.1088/0004-6256/140/6/1830.
* ↑ «Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 15-11-2012, pàg. 183. DOI: 10.1088/0004-6256/144/6/183.

## Enllaços externs

* SEDS (anglès)
* astronòmiques SIMBAD (anglès)