OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Sigma Canis Majoris

Sigma Canis Majoris (σ CMa / 22 Canis Majoris / HD 52877) és un estel a la constel·lació del Ca Major de magnitud aparent +3,49. S'hi troba a una distància aproximada de 1.120 anys llum del sistema solar, sent l'error en la mesura superior al 6%. Encara que algunes fonts la situen com a probable membre de l'associació estel·lar Collinder 121, el seu moviment propi i menor distància semblen indicar que no és així.
Sigma Canis Majoris és una supergegant vermella de tipus espectral M1.5Iab —anteriorment considerada K7Ib— similar a Betelgeuse (α Orionis) amb una temperatura superficial de 3.750 K. Estel notable en diversos aspectes, la seva lluminositat és 23.300 vegades major que la del Sol, i el seu radi és 360 vegades més gran que el radi solar, cosa que equival a 1,7 ua, una mica més de la distància que hi ha entre Mart i el Sol. La seva massa s'estima unes 12 vegades major que la massa solar, just per sobre del límit en el qual els estels no finalitzen la seva vida com a nanes blanques sinó que esclaten com a supernoves. Els estels tan massius tenen vides curtes; Sigma Canis Majoris té una edat aproximada de 17 milions d'anys i ja s'hi troba en una fase molt avançada de la seva evolució estel·lar.
Com a molts estels similars, Sigma Canis Majoris és una variable irregular de tipus LC, fluctuant la seva lluentor entre magnitud +3,43 i +3,51.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol. 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Pàgina: 0. Data de publicació: 1982. Autor: Nancy Houk.
* ↑ 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 Saskia Hekker «Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 17-09-2007, pàg. 1003–1009. DOI: 10.1051/0004-6361:20078233.
* 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.
* ↑ Michel Mayor «Red giants in open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 06-05-2008, pàg. 303–314. DOI: 10.1051/0004-6361:200809664.
* 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.
* ↑ «Sigma Canis Majoris (Alcyone)». Arxivat de l'original el 2016-03-04. [Consulta: 22 octubre 2020].
* 1 2 «Sigma Canis Majoris» (en anglés). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 22 octubre 2020].
* ↑ Sigma Canis Majoris (SIMBAD)
* ↑ Sigma CMa (General Catalogue of Variable Stars)
# Tarazed

Tarazed (Gamma de l'Àguila / γ Aquilae) és una estrella de la constel·lació de l'Àguila. El nom deriva de la paraula persaشاهين ترازو šāhin tarāzu que significa "el canastró de la balança", fent referència a l'asterisme format per α, β i γ Aquilae.
Té una magnitud aparent de 2,72 i és de la classe espectral K3. És una estrella gegant amb un diàmetre d'aproximadament mitja ua, i el seu diàmetre angular pot ser detectat i mesurat i és de 0,0075 segons d'arc. Està a uns 461 anys llum de la Terra.

## 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.
* ↑ Henrique Schmitt «Fundamental Parameters of 87 Stars from the Navy Precision Optical Interferometer» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 20-12-2017, pàg. 30-45. DOI: 10.3847/1538-3881/AA9D8B.
* ↑ 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 «Parameters and abundances in luminous stars» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 02-05-2014, pàg. 137. DOI: 10.1088/0004-6256/147/6/137.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ Caroline Soubiran «Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018. DOI: 10.1051/0004-6361/201832795.
* 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.
# Tau Sagittarii

Tau Sagittarii (τ Sgr / 40 Sagittarii / HD 177716) és un estel de magnitud aparent +3,32 a la Constel·lació del Sagitari. S'hi troba a 120 anys llum del sistema solar.
Tau Sagittarii és una gegant taronja de tipus espectral K1III amb una temperatura superficial de 4.440 K. 92 vegades més lluminosa que el Sol, el seu radi és 16 vegades més gran que el radi solar. Com en molts estels anàlegs del nostre entorn —Aldebaran (α Tauri), Arcturus (α Bootis) o Pòl·lux (β Geminorum) són alguns coneguts exemples—, és una gegant estable en l'interior de la qual té lloc la transformació de l'heli en carboni i oxigen. La seva massa no és ben coneguda, podent estimar-se entre 1,5 i 2 masses solars. Igual que altres gegants, rota lentament; la mesura de la seva velocitat de rotació —3 km/s, sent aquest valor un límit inferior— dona lloc a un període de rotació que pot ser tan llarg com 270 dies.
Tau Sagittarii s'hi mou a una velocitat relativa respecte a nosaltres de 64 km/s,4 vegades superior al valor mitjà local, cosa que suggereix que pot provenir d'una altra regió de la galàxia. Això concorda amb el seu baix contingut metàl·lic, entenent com a «metalls» aquells elements més pesats que l'heli, que suposa el 70% del valor solar.

## 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.
* ↑ 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 Henrik Jönsson «Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra. I. O, Mg, Ca, and Ti in the solar neighborhood and Kepler field samples» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 08-02-2017. DOI: 10.1051/0004-6361/201629128.
* ↑ «Abundances of disk and bulge giants from high-resolution optical spectra. V. Molybdenum: The p-process element». Astronomy and Astrophysics, 10-2022. DOI: 10.1051/0004-6361/202244013.
* ↑ «LTT 7571 -- High proper-motion Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 20 desembre 2020].
* 1 2 «Tau Sagittarii» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 20 desembre 2020].
# Tau d'Andròmeda

Tau d'Andròmeda (Andromedae) és una estrella binària de la constel·lació d'Andròmeda. Està aproximadament a 681 anys llum de la Terra.
El component primari, τ d'Andròmeda A, és una gegant blava-blanca del tipus B de la magnitud aparent +4,96. La seva companya, τ d'Andròmeda B, és una estrella de la 12a magnitud, distant 52,3 segons d'arc.

## Referències

* ↑ Gerard T. van Belle «Directly determined linear radii and effective temperatures of exoplanet host stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 23-03-2009, pàg. 1085–1098. DOI: 10.1088/0004-637X/694/2/1085.
* 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.
* ↑ «A stellar rotation census of B stars: from ZAMS to TAMS» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 22-09-2010, pàg. 605–619. DOI: 10.1088/0004-637X/722/1/605.
* ↑ 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.
* 1 2 «A stellar rotation census of B stars: from ZAMS to TAMS» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 22-09-2010, pàg. 605–619. DOI: 10.1088/0004-637X/722/1/605.
* 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.
# Teide 1

Teide 1 va ser la primera nana marró identificada. Està situada a uns 400 anys llum de la Terra. Va ser identificada l'any 1995.
La seva massa, de 55 M$_J$ o 0,052 M$_☉$ posa Teide 1 per sobre del límit convencional, adoptada per la massa dels planetes (13 M$_J$), però inferior a la de la massa d'una nana vermella (0,08 M$_☉$). El seu radi és dues vegades el de Júpiter o una cinquena part del radi solar. Té una temperatura superficial de 2.200 K, menys de la meitat que la del Sol. La seva lluminositat equival a una mil·lèsima de la del Sol. L'edat de l'estrella s'estima en 120 milions d'anys.

## Referències

* 1 2 3 4 5 María Rosa Zapatero Osorio «Near-infrared low-resolution spectroscopy of Pleiades L-type brown dwarfs» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 9-2010, pàg. A93. DOI: 10.1051/0004-6361/200913676.
* 1 2 3 Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 «Uniform Forward-modeling Analysis of Ultracool Dwarfs. III. Late-M and L Dwarfs in Young Moving Groups, the Pleiades, and the Hyades». Astrophysical Journal, 1, 1-2024. DOI: 10.3847/1538-4357/AD0B12.
* ↑ Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: SIMBAD.

## Enllaços externs

* Walter Myers. «Teide 1», 1995. Arxivat de l'original el 2009-05-02. [Consulta: 29 gener 2010].
# Theta de l'Escorpió

Theta de l'Escorpió (θ Scorpii) és una estrella binària de la constel·lació de l'Escorpió. És la més brillant després d'Antares (α Scorpii) i Shaula (λ Scorpii). El nom tradicional del sistema binari és Sargas, malgrat que actualment només en designa el component A. Un altre nom utilitzat per designar aquesta estrella és Girtab. Els noms de Sargas i Girtab provenen del sumeri, sent justament el significat "l'escorpí". La seva magnitud aparent és +1,86, i es troba a 270 anys llum de Sistema Solar.
Theta de l'Escorpió és una estrella gegant lluminosa blanca-groga de tipus espectral F1II amb una temperatura superficial de 7200 K. El seu radi és 20 vegades major que el radi solar i té una lluminositat 960 vegades més gran que la del Sol. La seva velocitat de rotació és 50 vegades més gran que la del Sol (105 km/s) i completa una volta cada 10 dies; aquesta última dada és un valor màxim, depenent de la inclinació que l'eix de rotació tingui respecte a nosaltres.
En el seu camí evolutiu, Theta de l'Escorpió es troba en una etapa transitòria de refredament. Amb un nucli inert d'heli. En menys d'un milió d'anys serà una variable tipus cefeida com Mekbuda (ζ Geminorum) i després es transformarà en una gegant vermella, moment en el qual en el seu nucli es produirà la fusió de l'heli en carboni i oxigen.

## Vegeu també

* Llista d'estrelles més brillants

## Referències

* ↑ Richard O. Gray «The early F-type stars: refined classification, confrontation with Stroemgren photometry, and the effects of rotation». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2-1989, pàg. 301–321. DOI: 10.1086/191315.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 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

* Dades astronòmics de Sargas (SIMBAD)
* Girtab (Stars, Jim Kaler) Arxivat 2006-03-07 a Wayback Machine.
# UU Piscium

UU Piscium (UU Psc / 35 Piscium / HD 1061) és un sistema estel·lar de magnitud aparent +6,01 situat a la constel·lació dels Peixos. S'hi troba aproximadament a 261 anys llum del sistema solar.
L'estrella principal del sistema és una binària les components del qual, són dues estrelles blanc-grogues idèntiques de tipus espectral F0V. Tenen una temperatura efectiva estimada de 7.400 K i cadascuna d'elles és 6,4 vegades més lluminosa que el nostre Sol. Aquests paràmetres permeten estimar el seu radi -un 55% més gran que el radi solar- així com la seva massa, al voltant de 1,6 masses solars. La seva edat es xifra en uns 2.000 milions d'anys. Les dues estrelles són iguals a les components de Porrima (γ Virginis) però la separació entre elles és de només 0,0258 ua -1700 vegades menor que en Porrima-, equivalent a 3,5 vegades el radi de cadascuna de les estrelles. Igual que passa en el sistema Spica (α Virginis), la forta atracció gravitatòria entre ambdues distorsiona la seva forma -no són esfèriques-, pel que conforme s'orbiten ens presenten cares de mides diferents, constituint una variable el·lipsoidal rotatòria. El parell no arriba a ser una binària eclipsant, tot i el seu curt període orbital de 0,842 dies (20,2 hores).
Una tercera component de magnitud +7,51, visualment a 11 segons d'arc de la binària, completa el sistema estel·lar. És també una estrella de la seqüència principal, encara que de tipus F3V, la separació amb la binària és de almenys 660 ua. Empra més de 8.000 anys a completar una òrbita al voltant de la parella interior.

## Referències

* ↑ «Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems». Astronomy and Astrophysics, 1975, pàg. 91–99.
* 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.
* ↑ Claus Fabricius «The Tycho double star catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2002, pàg. 180–189. DOI: 10.1051/0004-6361:20011822.
* ↑ «The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 7-1995, pàg. 135–172. DOI: 10.1086/192182.
* ↑ «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.
* ↑ «V* UU Psc -- Eclipsing binary of Algol type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* 1 2 «UU Piscium» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ Cester, B. «Orbita spettrografica della stella Σ 12 A (UU Psc)». Memorie della Società Astronomia Italiana, 30, 1960. p. 229.
# WASP-4b

WASP-4b és un planeta extrasolar a uns 1.000 anys llum de distància de la constel·lació del Fènix. El planeta va ser descobert en òrbita a l'estrella WASP-4 l'octubre de 2007. La massa i el radi del planeta indiquen que és un gegant gasós, similar a Júpiter. WASP-4b és prou a prop de la seva estrella per ser classificat com un Júpiter calent i té una temperatura atmosfèrica d'uns 1.650 K.
El planeta va ser el descobert pel projecte SuperWASP amb càmeres a Sud-àfrica. Després del seu descobriment, la massa de WASP-4 b es va determinar mesurant la velocitat radial de WASP-4, que va confirmar que l'objecte que va causar el trànsit era un planeta.

## Referències

* 1 2 Michaël Gillon «WASP-4b: A 12th Magnitude Transiting Hot Jupiter in the Southern Hemisphere» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 05-02-2008, pàg. 113–116. DOI: 10.1086/586735.
* ↑ George R. Ricker «WASP-4b Arrived Early for the TESS Mission». Astronomical Journal, 6, 07-05-2019, pàg. 217. DOI: 10.3847/1538-3881/AB189F.
* 1 2 3 «WASP-4 transit timing variation from a comprehensive set of 129 transits». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 1, 22-04-2020, pàg. L11-L15. DOI: 10.1093/MNRASL/SLAA069.
* 1 2 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 Early Data Release 3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.

## Enllaços externs

* "SuperWASP Homepage". Recuperat «SuperWASP Homepage Arxivat 2011-01-31 a Wayback Machine.». [Consulta: 2 juliol 2008].
* "«UK planet hunters announce three new finds Arxivat 2010-06-12 a Wayback Machine.» (PDF), 30-10-2007. [Consulta: 2 juliol 2008]." (PDF). Consultat el 02/07/2008.
Coordenades: 23$^h$ 34$^m$ 15.06$^s$; −42° 03′ 41.1″
# WASP-5b

WASP-5b és un planeta extrasolar que orbita a l'estrella WASP-5 situada a 967 anys llum de distància de la constel·lació del Fènix. La massa i el radi del planeta indiquen que és un gegant gasós amb una composició volumètrica similar a la de Júpiter. La petita distància orbital de WASP-5b al voltant de la seva estrella significa que pertany a una classe de planetes coneguts com a Júpiters calents. La proximitat de WASP-5b al seu amfitrió fa que tingui una temperatura atmosfèrica d'uns 1717 K.

## Referències

* 1 2 Michaël Gillon «WASP-5b: a dense, very hot Jupiter transiting a 12th-mag Southern-hemisphere star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 1, 6-2008, pàg. L4-L7. DOI: 10.1111/J.1745-3933.2008.00465.X.
* 1 2 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.
* ↑ Michaël Gillon «Improved parameters for the transiting hot Jupiters WASP-4b and WASP-5b» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 14-01-2009, pàg. 259–267. DOI: 10.1051/0004-6361:200810929.
* ↑ 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.
* ↑ John Southworth «Homogeneous studies of transiting extrasolar planets - III. Additional planets and stellar models» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 06-09-2010, pàg. 1689–1713. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2010.17231.X.
* ↑ «Homogeneous studies of transiting extrasolar planets - V. New results for 38 planets» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012, pàg. 1291–1323. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2012.21756.X.
* 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.
* ↑ Anderson; Gillon, M.; Hellier, C.; Maxted, P. F. L.; Pepe, F.; Queloz, D.; Wilson, D. M.; Collier Cameron, A.; Smalley, B.; 29 «WASP-5b: a dense, very hot Jupiter transiting a 12th-mag Southern-hemisphere star». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 387, 2008, pàg. L4–L7. Arxivat de l'original el 2010-04-08. arXiv: 0801.1685. Bibcode: 2008MNRAS.387L...4A. DOI: 10.1111/j.1745-3933.2008.00465.x [Consulta: 18 febrer 2018]. Arxivat 2010-07-09 a Wayback Machine. (web Preprint)

## Vegeu també

* SuperWASP
* WASP-4b
* WASP-3b

## Enllaços externs

* Caçadors de planetes del Regne Unit anuncien tres nous descobriments Arxivat 2010-06-12 a Wayback Machine.
* Pàgina d'inici de SuperWASP Arxivat 2011-01-31 a Wayback Machine.
Coordenades: 23$^h$ 57$^m$ 24$^s$; −41° 16′ 38″
# WR 124

WR 124 (HIP 94289 / GCRV 11638) és un estel a la constel·lació de la Sageta (Sagitta) —la fletxa— de magnitud aparent +11,08, situada al centre de la nebulosa M1-67. Coneguda també com a Estrella de Merrill, s'hi troba a 3.360 parsecs o gairebé 11.000 anys llum de distància del sistema solar.

## Característiques

WR 124 és un estel de Wolf-Rayet de tipus espectral WN8h, cosa que probablement indica que l'estel ha entrat recentment en la fase de Wolf-Rayet. Amb una temperatura superficial de 50.000 K, és una dels estels més calents que es coneixen. És un estel molt massiu, la massa del qual s'estima unes 20 vegades major que la del Sol. S'està desintegrant per mitjà d'un fort vent estel·lar que bufa des de la seva superfície a una velocitat de 150.000 km/h. Aquest vent expulsa bombolles de material 30 vegades més massives que la Terra i de 150.000 km de diàmetre. La nebulosa que envolta a WR 124 és relativament jove, amb una edat de sols 10.000 anys. La nebulosa probablement es va formar per uns esclats diferenciats durant una fase de variable lluminosa blava anterior al seu estat actual com a estel de Wolf-Rayet.

## Variabilitat

WR 124 podria formar part d'un sistema binari, si bé la seva duplicitat no està confirmada. És un estel variable que rep la denominació de variable QR Sagittae, oscil·lant la seva lluentor entre magnitud +11,04 i +11,12.

## Referències

* ↑ Anthony Moffat «A three-dimensional classification for WN stars» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 7-1996, pàg. 163–192. DOI: 10.1093/MNRAS/281.1.163.
* 1 2 3 4 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.
* ↑ 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 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* 1 2 «MERRILL's star -- Wolf-Rayet Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].
* 1 2 van der Hucht, K. A. «The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars». New Astronomy Reviews, 45, 3, 2001. pp.181-194.
* ↑ WR 124 Jumk.de/astronomie
* ↑ Rees, Martin. Universe. London: Dorling Kindersley Limited, 2005. ISBN 1-4053-1071-5.
* ↑ Great Balls of Fire! Hubble Sees Bright Knots Ejected From Brilliant Star. Hubblesite
* ↑ van der Sluys, M. V.; Lamers, H. J. G. L. M. «The dynamics of the nebula M1-67 around the run-away Wolf-Rayet star WR 124». Astronomy and Astrophysics, 398, 2003. pp.181-194.
* ↑ «QR Sge» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 2 gener 2021].