OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# 22 d'Andròmeda

22 d'Andròmeda (22 Andromedae) és una estrella classificada com a gegant lluminosa situada a la constel·lació d'Andròmeda a 1700 anys llum del Sol i de magnitud aparent 5,01. L'estrella és una gegant lluminosa, té una magnitud absoluta de –3,51, i la seva velocitat radial negativa indica que l'estrella s'està acostant al sistema solar.
Es tracta d'una estrella situada a l'hemisferi nord celeste. La seva declinació és força alta, el que significa que l'estrella s'observa principalment a l'hemisferi nord, on té una distribució estel circumpolar en la majoria de les regions temperades, la seva visibilitat des de l'hemisferi sud és encara limitada a les regions tropicals i temperades de baixa latitud. La seva magnitud és igual al 5 per la qual cosa s'entreveu només en un cel prou lliure dels efectes de la contaminació lumínica.
El millor moment per a la seva observació en el cel del capvespre cau en entre els mesos de setembre i febrer a l'hemisferi nord, és visible durant un llarg període, gràcies a la seva declinació, mentre que a l'hemisferi sud es pot observar només durant els mesos finals de la primavera i principis de l'estiu austral.

## Referències

* 1 2 3 «Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 21-02-2010, pàg. 1369–1379. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.15979.X.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
* ↑ «Oxygen abundance and the N/C versus N/O relation for AFG supergiants and bright giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 10-2019, pàg. 1533-1542. DOI: 10.1093/MNRAS/STZ2285.
* ↑ Kovtyukh, V. V.; Gorlova, N. I.; Belik, S. I. «Accurate luminosities from the oxygen λ7771-4 Å triplet and the fundamental parameters of F-G supergiants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 423, 4, 2012, p. 3268–3273. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2012.21117.x. ISSN: 0035-8711.

## Enllaços externs

* Dades de l'arxiu Simbad de Centre de Données astronomiques de Strasbourg (anglès)
# 3 de l'Unicorn

3 de l'Unicorn (3 Monocerotis) és un estel a la constel·lació de l'Unicorn, de magnitud aparent +4,94. D'acord amb la nova reducció de dades del satèl·lit Hipparcos, la paral·laxi corregida de 3 Monocerotis és de 4,20 ± 0,56 mil·lisegons d'arc, cosa que la situa a una distància aproximada de 769 anys llum (236 parsecs) respecte al sistema solar.

## Característiques

3 de l'Unicorn és un gegant blau de tipus B5III. Té una temperatura efectiva de 16.258 ± 213 K i la seva lluminositat bolomètrica és 1.858 vegades major que la lluminositat solar. El seu radi, calculat de manera indirecta, és 4,5 vegades més gran que el del Sol. Gira sobre si mateix amb una velocitat de rotació projectada —límit inferior de la mateixa— entre 45 i 60 km/s. Encara que és un estel massiu de 5,85 masses solars, la seva massa queda clarament per sota del límit a partir del que els estels finalitzen la seva vida esclatant com a supernoves.
3 de l'Unicorn té una company estel·lar de magnitud +8,25 la separació visual de la qual amb ella és de 1,99 segons d'arc. La separació real entre elles és d'almenys 470 ua.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, Vol. 5. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1999.
* 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.
* ↑ Ernst Paunzen «An empirical temperature calibration for the Δ a photometric system . I. The B-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 12-2005, pàg. 941–946. DOI: 10.1051/0004-6361:20053546.
* ↑ «Rotational Velocities of B Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 7-2002, pàg. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
* ↑ «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 «CCDM J06018-1036AB -- Double or multiple star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 14 maig 2021].
* 1 2 3 Monocerotis Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 3 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten. p. 349.
* 1 2 Paunzen, E.; Schnell, A.; Maitzen, H. M. «An empirical temperature calibration for the Δ a photometric system. I. The B-type stars». Astronomy and Astrophysics. pp. 941-946.
* ↑ Catalogue of Stellar Diameters (CADARS)
* ↑ Strom, Stephen E.; Wolff, Sidney C.; Dror, David H. A. «B Star Rotational Velocities in h and χ Persei: A Probe of Initial Conditions during the Star Formation Epoch?». The Astronomical Journal. pp. 809-828.
* ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 869-879.
# 4U 0142+61

4U 0142+61 és un magnetar a una distància aproximada de 13.000 al (anys llum) de la Terra, situat a la constel·lació de Cassiopea.
En un article publicat a la revista Nature el 6 d'abril del 2006, Deepto Chakrabarty et al. del MIT va revelar que s'havia descobert un disc circumestel·lar al voltant del púlsar. Això podria provar que els planetes de púlsars són comuns al voltant de les estrelles de neutrons. El disc de debris sembla estar compost de, principalment, metalls pesants. L'estrella va esdevenir una supernova fa aproximadament 100.000 anys. El disc orbita a uns 1,6 milions de quilòmetres del púlsar i probablement conté unes 10 masses terrestres de material.

## Referències

* ↑ «The Milky Way in X-rays for an outside observer. Log(N)-Log(S) and luminosity function of X-ray binaries from RXTE/ASM data» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2002, pàg. 923–944. DOI: 10.1051/0004-6361:20020826.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 Didier Barret «Classification of X-ray sources in the XMM-Newton serendipitous source catalog» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 10-08-2012, pàg. 27-44. DOI: 10.1088/0004-637X/756/1/27.
* ↑ «Spitzer Sees New Planet Disk Around Dead Star». Space Daily, 07-04-2006 [Consulta: 18 juny 2016].

## Enllaços externs

* Algunes dades.
Coordenades: 01$^h$ 46$^m$ 22,41$^s$; +61° 45′ 03,2″
# 61 de la Verge b

61 de la Verge b és un planeta extrasolar que orbita l'estel de tipus G 61 Virginis, localitzat aproximadament a 27 anys llum en la constel·lació de la Verge. Aquest planeta té una massa 5,1 vegades la de la Terra (classificant-se com una superterra) i triga 4 dies a completar el seu període orbital, sent el seu semieix major d'aproximadament 0,05 ua. Aquest planeta va ser descobert el 14 de desembre de 2009 usant el mètode de la velocitat radial i el telescopi Keck.

## Referències

* 1 2 3 4 Stefano Meschiari «A super-Earth and two Neptunes orbiting the nearby Sun-like star 61 Virginis» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 23-12-2009, pàg. 1366–1375. DOI: 10.1088/0004-637X/708/2/1366.
* 1 2 Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 3 Jason Wright «The California Legacy Survey. I. A Catalog of 178 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 7-2021, pàg. 8. DOI: 10.3847/1538-4365/ABE23C.
* 1 2 3 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.
* ↑ «Planet 61 Vir b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 13 desembre 2020].
* ↑ «The planetary system 61 Vir hosts at least 3 planets.» (en anglès). Open Exoplanet Catalogue. [Consulta: 19 desembre 2020].
* ↑ Vogt, Steven. A Super-Earth and two Neptunes Orbiting the Nearby Sun-like star 61 Virginis. v1, 2009.
* ↑ Tim Stephens. «New planet discoveries suggest low-mass planets are common around nearby stars». UCSC News. UC Santa Cruz, 14-12-2009. Arxivat de l'original el 2009-12-23. [Consulta: 14 desembre 2009].
# 83 de la Verge

83 de la Verge (83 Virginis) és un estel a la constel·lació de la Verge de magnitud aparent +4,16. S'hi troba aproximadament a 825 anys llum del sistema solar.
83 de la Verge és una supergegant o gegant lluminosa groga de tipus espectral G0Ib-IIb, si bé en la base de dades SIMBAD apareix catalogada com subgegant o estel de la seqüència principal (G1IV/V). Té una temperatura efectiva de 5.430 ± 100 K i lluix amb una lluminositat 437 vegades major que la del Sol, xifra que recolza el seu estatus de supergegant o gegant lluminosa. La seua metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesants que l'heli— és la meitat de la del Sol ([Fe/H] = -0,31). Amb una massa de 4,2 ± 0,2 masses solars, la seva edat s'estima en 155 milions d'anys.
83 de la Verge posseeix un diàmetre 29 vegades més gran que el diàmetre solar. No és un estel variable i en ell no s'ha detectat camp magnètic, a diferència d'altres superggants grogues com Alwaid (β Draconis) o Azmidiske (ξ Puppis) on si s'ha detectat.

## Referències

* ↑ «The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 4-2001, pàg. 2148–2158. DOI: 10.1086/319956.
* 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: Gaia DR3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 13 juny 2022.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 «Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 21-02-2010, pàg. 1369–1379. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.15979.X.
* ↑ 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.
* ↑ «Oxygen abundance and the N/C versus N/O relation for AFG supergiants and bright giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 10-2019, pàg. 1533-1542. DOI: 10.1093/MNRAS/STZ2285.
* 1 2 «83 Virginis» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 11 desembre 2020].
* ↑ 83 Virginis Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 3 Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. «Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 402, 2, 2010. pp. 1369-1379.
* ↑ Takeda, Y.; Sato, B.; Murata, D. «Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants». Publications of the Astronomical Society of Japan, 60, 4, 2008. pp. 781 - 802.
* ↑ 83 Virginis (Catalogue of Stellar Diameters, CADARS) (Pasinetti-Fracassini+ 2001)
* ↑ Grunhut, J. H.; Wade, G. A.; Hanes, D. A.; Alecian, E. «Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408, 4, 2010. pp. 2290-2297.
# AE d'Aquari

AE d'Aquari (AE Aquarii) és un estel variable a la constel·lació d'Aquari situat a 332 anys llum del sistema solar. És un estel binari interactuant, on existeix transferència de massa entre les dues components, una nana blanca i un estel taronja; gas procedent d'aquest últim cau en espiral cap a la nana blanca i s'escalfa, produint una emissió de rajos X suaus. Com a conseqüència, AE d'Aquari és una variable cataclísmica que experimenta canvis impredictibles en la seva lluentor, que varia entre magnitud aparent +10,40 i +12,56. El període orbital del sistema és de 9,89 hores.
Al 2005 i 2006, observacions dutes a terme amb el satèl·lit Suzaku van donar a conèixer que la nana blanca d'AE d'Aquari emet polsos de rajos X durs a mesura que gira sobre el seu propi eix; aquests polsos coincideixen amb el seu període de rotació de 33 segons. Aquest comportament és similar al del púlsar del Cranc i el mecanisme que dona origen als polsos prové del fort camp magnètic de l'estel compacte. Algunes nanes blanques com AE d'Aquari giren molt ràpidament i tenen camps magnètics milions de vegades més forts que el de la Terra. Hom pensa que aquests camps magnètics capturen partícules carregades que després envien a l'espai a velocitats properes a la de la llum. Quan les partícules interaccionen amb el camp magnètic, irradien rajos X.
AE d'Aquari constitueix el primer cas on una nana blanca es comporta com un púlsar. Atès que els púlsars són coneguts com a fonts de rajos còsmics, el peculiar comportament d'AE d'Aquari suggereix que les nanes blanques poden contribuir en gran manera a la creació de rajos còsmics de baixa energia en la nostra galàxia.

## Referències

* ↑ «Starspots» (en anglès). The Astronomy and Astrophysics Review, 3, 02-05-2009, pàg. 251-308. DOI: 10.1007/S00159-009-0020-6.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
# AE del Cotxer

AE del Cotxer (AE Aurigae) és una estrella fugitiva (runaway star en anglès) a la constel·lació del Cotxer (Auriga).
AE Aurigae és una estrella blava de la seqüència principal del tipus O amb una humil magnitud aparent de +5,99. Està classificada coma una variable del tipus Orió i el seu esclat varia irregularment entre les magnituds de +5,78 i +6,08. Està aproximadament a 1.460 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ E. J. Alfaro «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification system and bright northern stars in the blue-violet at R ~ 2500». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 10-03-2011, pàg. 24. DOI: 10.1088/0067-0049/193/2/24.
* 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.
* ↑ 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 Gonzalo Holgado «The IACOB project. V. Spectroscopic parameters of the O-type stars in the modern grid of standards for spectral classification» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2018, pàg. 65–65. DOI: 10.1051/0004-6361/201731543.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
* ↑ «AE Aurigae» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ «AE Aurigae» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
# AH Cephei

AH Cephei (AH Cep / HD 216014 / HIP 112562 / SAO 20247) és un estel variable de magnitud aparent mitjana +6,88. Es troba a 2240 anys llum del Sistema Solar —si ben l'error en la distància supera el 10 %— en direcció a la constel·lació de Cefeu.
AH Cephei és una binària eclipsant formada per dos estels calents i massives, ambdues de tipus espectral B0.5Vn. Molt semblants, però no idèntiques, la component principal té una temperatura efectiva de 29.900 K i és 28.900 vegades més lluminosa que el Sol. Té una massa de 15,3 masses solars i un radi 6,3 vegades més gran que el del Sol. L'estel acompanyant té una temperatura de 28.600 K i és lleugerament menys lluminosa, però 20,500 vegades més que el Sol. La seva massa és de 13,4 masses solars i la seva ràdio és 5,8 vegades més gran que el radi solar. Ambdues giren ràpidament sobre si mateixes amb una velocitat de rotació projectada de 185 km/s. L'edat del sistema s'estima en 5 milions d'anys.
El període orbital del sistema és de 1,7747 dies. En l'eclipsi principal, la lluentor de l'estel disminueix 0,29 magnituds i en l'eclipsi secundari el descens de lluentor és de 0,25 magnituds. El semieix major de l'òrbita és de 0,09 ua, sent aquesta circular. No existeix intercanvi de matèria entre components, per la qual cosa no és una binària de contacte.

## Vegeu també

* Llista d'estrelles variables

## Referències

* ↑ «The ``mass discrepancy for massive stars: tests of models using spectroscopic binaries» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1997, pàg. 328–342. DOI: 10.1086/304852.
* 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.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 Mario Perinotto «A catalogue of stellar rotational velocities» (en anglès). Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago, 1970, pàg. 1.
* ↑ 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.
* ↑ V* AH Cep - Eclipsing binary of beta Lyr type (SIMBAD)
* 1 2 3 Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 67-126.
* 1 2 Khaliullin, Kh. F.; Khaliullina, A. I. «Synchronization and circularization in early-type binaries on main sequence». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 257-274.
* ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 785-789.
# Adhil

Adhil (Xi d'Andròmeda / Andromedae) és una estrella binària de la constel·lació d'Andròmeda. El seu nom oficial, adhil, prové de la frase àrab الذيل að-ðayl que significa: "la cua del vestit".
Adhil és una binària espectroscòpica classificada com a gegant taronja del tipus K amb una magnitud aparent +4,87. El seu període orbital és de 17,77 dies i, tenint en compte les mesures de paral·laxi obtingudes durant la Missió Gaia, es troba a una distància d'aproximadament 223 anys llum (68 parsecs) del Sol i a 196 de la Terra.

## Referències

* ↑ «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 10-1989, pàg. 245–266. DOI: 10.1086/191373.
* 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.
* 1 2 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.
* 1 2 Caroline Soubiran «Elemental abundances in the atmosphere of clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 9-2006, pàg. 1109–1120. DOI: 10.1051/0004-6361:20065141.
* ↑ URL de la referència: http://adsabs.harvard.edu/abs/1966CoLPL...4...99J.
* 1 2 3 Steven Majewski «Determining ages of APOGEE giants with known distances» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 20-01-2016. DOI: 10.3847/0004-637X/817/1/40.
* ↑ 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.
* ↑ «APOGEE Data and Spectral Analysis from SDSS Data Release 16: Seven Years of Observations Including First Results from APOGEE-South». Astronomical Journal, 3, 9-2020. DOI: 10.3847/1538-3881/ABA592.
* ↑ Kunitzsch, Paul. A dictionary of modern star names : a short guide to 254 star names and their derivations. Cambridge, Mass.: Sky Pub. Corp, 2006. ISBN 1-931559-44-9.
* ↑ Johnson, H. L.; Mitchell, R. I.; Iriarte, B.; Wisniewski, W. Z. «UBVRIJKL Photometry of the Bright Stars». Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4, 01-01-1966, pàg. 99–110.
* ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J. «Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics, 649, 5-2021, pàg. A1. DOI: 10.1051/0004-6361/202039657. ISSN: 0004-6361.
# Alfa de l'Orada

Alfa de l'Orada (α Doradus) és l'estel més brillant de la constel·lació austral de l'Orada, sent la seva magnitud aparent +3,30. Es troba a 175 anys llum de distància del sistema solar.
Alfa de l'Orada és un estel binari les components del qual estan visualment separades només unes desenes de segons d'arc. Alfa de l'Orada A és una geganta blanca de tipus espectral A0IIIs amb una lluminositat equivalent a 157 sols. Té un radi 2,8 vegades més gran que el del Sol i una massa 3 vegades major que la massa solar. Alfa de l'Orada B és un estel subgegant de tipus espectral B9 amb un radi un 90 % més gran que el radi solar. Té una massa de 2,7 masses solars i una lluminositat 68 vegades superior a la lluminositat solar. La distància que separa ambdós estels oscil·la entre 1,9 ua i 17,5 ua a causa de l'acusada excentricitat de l'òrbita. El període orbital d'aquesta binària és de 12,1 anys.
Alfa de l'Orada A mostra un espectre peculiar especialment ric en silici. Aquest element sembla estar concentrat en una taca magnètica de la superfície estel·lar, la qual cosa permet conèixer el període de rotació de l'estel (2,95 dies). En conseqüència, és un variable, del tipus Alpha² Canum Venaticorum, la lluentor del qual oscil·la entre magnitud +3,26 i +3,30.

## Referències

* ↑ «MK classification for visual binary components» (en anglès). Astronomical Journal, 4-1976, pàg. 245–249. DOI: 10.1086/111879.
* ↑ 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: 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.
* ↑ 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 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.
* ↑ «A volume-limited survey of mCP stars within 100 pc - I. Fundamental parameters and chemical abundances» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 15-11-2018, pàg. 2300-2324. DOI: 10.1093/MNRAS/STY3105.
* ↑ 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.
* ↑ Alfa Doradus (SIMBAD)
* 1 2 Alpha Doradus (Stars, Jim Kaler)
* ↑ Alfa Doradus VizieR (General Catalogue of Variable Stars)