OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Algieba

Algieba (Gamma del Lleó / γ Leonis) és la tercera estrella més brillant de la constel·lació del Lleó darrere de Regulus (α Leonis) i Denebola (β Leonis), amb magnitud aparent +2,21. El seu nom prové de l'àrab Al-Jabhah i significa "front", encara que en realitat està situada a la cabellera del lleó. El nom en llatí per a aquesta estrella és Juba.
A 126 anys llum de distància de la Terra, Algieba és una estrella binària amb els seus dos components separats visualment menys de 5 segons d'arc. Algieba A és una estrella gegant taronja de tipus espectral K0 IIIb amb un radi 23 vegades més gran que el radi solar i 180 vegades més lluminosa que el Sol. Algieba A també és una estrella gegant, encara que de color groc i tipus espectral G7 III. Més petita que la seva companya, el seu radi és 10 vegades més gran que el radi solar i la seva lluminositat és equivalent a 50 sols. El parell es pot resoldre amb un telescopi petit si les condicions atmosfèriques són bones.
La separació mitjana entre les dues components és d'almenys 97 UA, encara que la gran excentricitat de l'òrbita fa que aquesta variï entre 15 i 180 ua. El període orbital del sistema és d'uns 620 anys. La baixa metal·licitat de les dues estrelles (el seu contingut en ferro és aproximadament una tercera part que el solar) i la seva alta velocitat relativa respecte al Sol (71 km/s) suggereixen que el parell prové d'una part diferent de la galàxia.
A 5 minuts d'arc d'Algieba es troba l'estrella AD del Lleó, molt més pròxima a la Terra i que no forma part del sistema estel·lar. Una quarta estrella a 6 minuts d'arc si pot estar gravitacionalment unida a les dues estrelles gegants.

## 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.
* ↑ Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012). Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Arne Henden. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juliol 2012.
* 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.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ 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.

## Enllaços externs

* Dades astronòmics de Algieba (SIMBAD)
* ~ Kaler / sow / algieba.html Algieba (Stars, Jim Kaler)
# Alhena

Alhena o Almeisan (Gamma Geminorum / γ Gem / 24 Geminorum) és la tercera estrella més brillant de la constel·lació dels Bessons. Amb magnitud aparent +1,93, és superada en brillant per Pòl·lux (β Geminorum) i Càstor (α Geminorum).

## Nom

Alhena, procedent de l'àrab الهنعه En Han'ah, "la marca del camell", és un terme que antigament designava diverses estrelles situades a l'extrem sud-oest de l'actual constel·lació de Bessons.
Almeisan, així com les seves variants Almisan i Almeisam, provenen de l'àrab Al-Maisa, «la brillant».

## Característiques físiques

Situada a 105 anys llum de Sistema Solar, Alhena és una estrella binària espectroscòpica. La component visible, Alhena A, és una subgegant blanca de tipus espectral A0IV i temperatura superficial de 9.200 K. És 160 vegades més lluminosa que el Sol i té una massa de 2,8 masses solars. El seu radi, calculat a partir de la mesura directa del seu diàmetre angular, és unes cinc vegades major que el radi solar, sent la seva composició química similar a la del Sol.
Alhena és l'estrella més brillant a la qual se li ha observat l'ocultació per un asteroide, (381) Myrrha, en 1991. Això ha permès conèixer que Alhena B és una nana groga de tipus espectral G i massa similar a la del Sol, 200 vegades menys lluminosa que la seva companya. Les dues components es troben separades una distància mitjana de 8,5 unitats astronòmiques, i recorren una òrbita excèntrica que requereix 12,6 anys per ser completada.

## Referències

* ↑ 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.
* ↑ 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.
* 1 2 3 Marwan Gebran «A new method for the inversion of atmospheric parameters of A/Am stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 5-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201528052.
* 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 A-type stars. III. Velocity distributions» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2-2007, pàg. 671–682. DOI: 10.1051/0004-6361:20065224.
* ↑ 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.

## Enllaços externs

* Dades astronòmiques de Alhena (SIMBAD)
* «Alhena» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 9 gener 2021].
# Avior

Avior (Èpsilon de la Quilla / ε Carinae) és el tercer estel més brillant a la constel·lació de la Quilla, amb magnitud aparent +1,95. El seu nom és d'origen recent, car va ser assignat a la dècada de 1930 en crear-se The Air Almanac, un almanac de navegació usat per les forces aèries britàniques. És l'estel més brillant de la Falsa Creu, asterisme que forma al costat d'Aspidiske (ι Carinae), δ Velorum i κ Velorum.
Quant a les seves característiques físiques, Avior és un estel binari que s'hi troba a 630 anys llum del sistema solar. La component principal és una gegant taronja de tipus espectral K3III que està acompanyada per un estel blau de la seqüència principal de tipus B2V. La massa estimada d'aquesta última és de 7 masses solars. Conjuntament, el sistema té una lluminositat 6.000 vegades major que la lluminositat solar, i és difícil precisar quina de les dues components és la més lluminosa. Separades visualment 0,02 segons d'arc, la distància entre ambdós estels és d'unes 4 ua. Existeix certa evidència que Avior constitueix una binària eclipsant, on el pas d'un estel per davant de l'altre produeix fluctuacions en la seva lluentor de l'ordre de 0,1 magnituds cada 2,2 anys.

## Referències

* ↑ «Ultraviolet and Optical Studies of Binaries with Luminous Cool Primaries and Hot Companions. V. The Entire IUE Sample». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 11-1998, pàg. 83-104. DOI: 10.1086/313152.
* ↑ «Sloan magnitudes for the brightest stars». Journal of the American Association of Variable Star Observers, 2014, pàg. 443.
* 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.
* ↑ «Epsilon Car -- Double or multiple star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 10 gener 2021].
* ↑ «Avior» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 10 gener 2021].
# HR Pegasi

HR Pegasi (HR Peg / HD 216672 / HR 8714 / HIP 113131) és un estel variable s la constel·lació del Pegàs de magnitud aparent mitjana +6,47. S'hi troba a una mica menys de 1.000 anys llum del sistema solar.
HR Pegasi és una estrella gegant freda de tipus espectral S amb una temperatura efectiva de 3.500 K. La mesura del seu diàmetre angular, 3,88 mil·lisegons d'arc, condueix a un radi 125 vegades més gran que el radi solar. Té una metal·licitat inferior a la del Sol, sent la seva abundància relativa de ferro un 60% de l'existent en el nostre estel. Amb una magnitud bolomètrica absoluta de -4,75, la seva lluminositat és ~ 6.800 vegades superior a la lluminositat solar. En el seu espectre s'ha detectat la presència de tecneci, element del procés-s de curta vida produït per nucleosíntesi estel·lar.
HR Pegasi és una variable polsant semiregular SRB; aquestes són gegants amb una periodicitat poc definida, però a les quals se li pot assignar un període mitjà. Per HR Pegasi sembla existir un llarg període de 641 dies en banda B, R i I, amb una durada encara major en banda V. També està present un segon període de menor amplitud la durada de la qual és de 54,4 ± 0,4 dies.

## Referències

* ↑ «Spectral types of S and SC stars on the revised MK system». The Astrophysical Journal Supplement Series, 7-1980, pàg. 379–391. DOI: 10.1086/190673.
* 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.
* ↑ «UBV photometry of stars whose positions are accurately known. VI». Astronomy and Astrophysics, 1991, pàg. 415–419.
* 1 2 3 Caroline Soubiran «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2008, pàg. 91–101. DOI: 10.1051/0004-6361:20078788.
* ↑ Verne V. Smith «The chemical composition of red giants. II. Helium burning and the s-process in the MS and S stars» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1986, pàg. 843–863. DOI: 10.1086/164823.
* 1 2 «HR Peg - S Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 27 desembre 2020].
* 1 2 Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics, 480, 1, 2008. pp. 91-101 (Taula consultada en CDS).
* ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». Astronomy and Astrophysics, 431, 2005. pp. 773-777 (Tabla consultada en CDS).
* ↑ Guandalini, R.; Busso, M. «Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. II. Luminosity and colors of MS and S stars». Astronomy and Astrophysics, 488, 2, 2008. pp. 675-684.
* ↑ Lebzelter, Th.; Hron, J. «A search for Technetium in semiregular variables». Astronomy and Astrophysics, 352, 1999. pp. 533-542.
* ↑ Adelman, Saul J.; Dennis, John W., III «The S-Type Asymptotic Giant Branch Stars RS Cnc, ST Her, OP Her And HR Peg». Baltic Astronomy, 14, 2005. pp. 41-50.
# Gai Claudi Marcel Menor

Gai Claudi Marcel Menor (en llatí: Gaius Claudius M. f. M. n. Marcellus) va ser un magistrat romà del segle I aC, germà de Marc Claudi Marcel. Era amic de Ciceró i oponent a Juli Cèsar.

## Relacions familiars

Pertanyia a la branca dels Marcels de la gens Clàudia, era fill de Marc Claudi Marcel i de Júnia. Era cosí del cònsol del 49 aC, amb qui compartia el mateix nom i amb el cònsol del 51 aC.
Es va casar amb una dona, el nom de la qual no consta, i amb ella va tenir una filla. Posteriorment, l'any 54 aC, es va casar per segona vegada i va ser amb Octàvia, neboda de Juli Cèsar. Per tal de refermar aliances amb Gneu Pompeu Magne, Cèsar li va proposar que es casés amb Octàvia i Gai Claudi la va haver de repudiar. Pompeu va declinar l'oferiment, ja que ella ja havia tingut tres fills: Marcel·la la Major, Marcel·la la Menor i Marc Claudi Marcel, al qual va adoptar Cèsar perquè no va tenir fills. Les filles van néixer a Roma i el fill a Baies.

## Consolat

A finals del 51 aC el seu cosí, el cònsol Gai Claudi Marcel Major, havia proposat al senat reemplaçar Juli Cèsar en el seu govern a la Gàl·lia. Pompeu preferia perllongar el càrrec de Cèsar. El 1r de març del 50 aC expirava el manament de Cèsar, es van convocar eleccions i Gai Claudi Marcel Minor fou escollit cònsol, assumint el càrrec el 49 aC.
Menor va tenir com a col·lega a Luci Corneli Lèntul. Encara com electe va investir a Gneu Pompeu amb el comandament de l'exèrcit, cosa que era un acte il·legal; el mateix dia que va començar a exercir el càrrec va presentar una rogatio per establir mesures contra Juli Cèsar que llavors era a Ravenna i així quan va tornar li havien retirat l'honor de l'imperium. Cèsar, però, va intentar recuperar per la força el que havia perdut.
Es creu que era poc hàbil políticament i no va tenir part destacada en els esdeveniments que van seguir. Quan va esclatar la guerra va fugir de Roma deixant el poder en mans de Pompeu i va anar a Càpua. En acabar-se la guerra, la seva dona Octàvia va intercedir per ell davant el seu oncle, al·legant que a diferència dels seus cosins ell s'havia mantingut al marge de l'enfrontament armat. Cèsar li va perdonar la vida però va concertar el matrimoni d'Octàvia amb Marc Antoni, qui si li havia fet costat durant la guerra, encara que ella estava embarassada del darrer fill amb Marcel.

## Referències

* ↑ François Hinard, "Histoire romaine. Des origines à Auguste", volum I, ed.Fayard, 2000, p. 779
* ↑ Suetoni, "Vida de Cesar", 27
* ↑ Ciceró, "Epistulae ad familiares", 8, 8
* ↑ Juli Cèsar, "De Bello gallico", 8, 55
* ↑ Cassi Dió "Història de Roma" 47, 7
* ↑ Apià, "Història de Roma: Guerres civils" 4, 44.
# Museu Mineralògic Fersmann

El Museu Mineralògic Fersmann (en rus, Минералогический музей им. А. Е. Ферсмана) és un museu de minerals que es troba a Moscou (Rússia), i que forma part de l'Acadèmia Russa de les Ciències.
Va ser inaugurat l'any 1716 a Sant Petersburg amb el nom de "El gabinet de minerals de Kunstkammer". La base d'aquesta primer gabinet va ser una col·lecció de 1195 peces comprada per ordre del tsar Pere el Gran, que es va afegir al material existent del dipòsit rus. L'any 1955, ja a Moscú, va ser reanomenat al nom actual, en honor d'Aleksandr Fersmann.
Les col·leccions de minerals inclouen espècimens de tot el món, i estan formades per més de 135.000 articles. Entre aquests elements es poden trobar cristalls naturals, geodes, druses, meteorits i altres objectes relacionats amb el món dels minerals i la mineralogia. Una bona part de la mostra està composta per peces d'art i artesania tallades sobre pedres precioses, amb abundants obres dels segles xviii al xx, com els famosos ous que Peter Carl Fabergé va crear per als tsars russos.

## Referències

* 1 2 «Fersman Mineralogical Museum» (en anglès). Mindat. [Consulta: 2 desembre 2019].
* ↑ «The history of Mineralogical Museum» (en anglès). Fersman Mineralogical Museum. [Consulta: 2 desembre 2019].
* ↑ «Museos de gemas en el mundo» (en castellà). Instituto Gemológico Español. [Consulta: 2 desembre 2019].
* ↑ «Llegan a Viena los célebres huevos que Fabergé creó para los zares rusos» (en castellà). El diario, 17-02-2014 [Consulta: 2 desembre 2019].
# BP del Bover

BP del Bover' (BP Bootis) és un estel variable a la constel·lació del Bover, situat molt prop del límit amb constel·lació del Dragó, Draco. Catalogada com a variable Alpha² Canum Venaticorum —la representant del qual més brillant és Alioth (ε Ursae Majoris)—, la seva magnitud aparent màxima és +5,34, fluctuant la seva lluentor 0,02 magnituds al llarg d'un període de 1,3049 dies. S'hi troba a 313 anys llum de distància del sistema solar.
BP del Bover és un estel blanc-blavenc de tipus espectral B9p, el qual, amb una edat de gairebé 120 milions d'anys, amb prou feines ha recorregut una tercera part de la seva vida com a estel de la seqüència principal. És un estel químicament peculiar —concretament un estel Bp—, que presenta sobreabundància de silici i crom. Exemples d'estels Bp són β Hydrae, HK Canis Majoris i NN Apodis. Igual que aquests estels, BP Bootis posseeix un intens camp magnètic; el seu camp magnètic efectiu <Be> aconsegueix els 100 G.
La temperatura efectiva de BP del Bover és de 9.800 K, si bé un altre estudi eleva significativament aquesta xifra fins als 12.000 K. Giravolta sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 75 km/s.Llueix amb una lluminositat 102 vegades major que la del Sol i és 3 vegades més massiva que aquest.

## Referències

* ↑ «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.
* 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.
* ↑ Oleg Kochukhov «Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 23-07-2014, pàg. 1629–1642. DOI: 10.1093/MNRAS/STU1259.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ «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.
* ↑ «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 «V* BP Boo - Variable Star of alpha2 CVn type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 23 gener 2021].
* ↑ «BP Boo» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 23 gener 2021].
* 1 2 3 Kochukhov, O.; Bagnulo, S. «Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars». Astronomy and Astrophysics, 450, 2, 2006. pp. 763-775.
* 1 2 Glagolevskij, Yu. V. «Magnetic-field dependence of chemical anomalies in CP stars». Astrophysical Bulletin, 62, 3, 2007. pp. 244-256.
* ↑ Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A. E.; Zorec, J. «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i». Astronomy and Astrophysics, 393, 2002. pp. 897-911.
# Iota Cassiopeiae

Iota Cassiopeiae (ι Cas / HD 15089 / HR 707) és un sistema estel·lar en la constel·lació de Cassiopea. S'hi troba a uns 142 anys llum del sistema solar.
Amb un petit telescopi s'aprecia un sistema estel·lar triple. L'estel més brillant (Iota Cassiopeiae A) és un estel blanc de magnitud aparent +4,64 de tipus espectral A5 peculiar. A 2,7 segons d'arc s'hi troba Iota Cassiopeiae B, de tipus espectral F5 i magnitud +6,89. A 7,4 segons d'arc, la més feble de les tres, Iota Cassiopeiae C, és una nana groga de tipus espectral G7V i magnitud +8,40. És interessant observar el contrast entre les components A i B, gairebé blanques, i la component C, de color ataronjat.
Iota Cassiopeiae A és un estel lleugerament variable del tipus Alpha² Canum Venaticorum, amb variacions en la seva magnitud de +4,45 a +4,53 en un període de 1,74 dies. Té un estel acompanyant molt propera, a només 0,5 segons d'arc, amb un període orbital de 47 anys. Rep el nom de Iota Cassiopeiae Aa i és de tipus espectral G2.
D'altra banda, múltiples observacions del sistema semblen indicar que Iota Cassiopeiae B es mou en línia recta, podent no ser un estel del sistema, sinó simplement un estel de pas.
Iota Cassiopeiae C està massa allunyada per poder estudiar la seva òrbita. Així mateix, s'ha descobert que té una companya propera a 0,4 segons d'arc, Iota Cassiopeiae c, de tipus espectral K5.

## Referències

* ↑ Afirmat a: General Catalogue of Stellar Spectral Classifications. Pàgina: 2023. Data de publicació: 2013.
* ↑ Oleg Kochukhov «Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 23-07-2014, pàg. 1629–1642. DOI: 10.1093/MNRAS/STU1259.
* 1 2 3 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
* 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.
* ↑ «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.
* ↑ «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.
* ↑ Iota Cassiopeiae (SIMBAD)
* 1 2 3 Jim Kaler. «Iota Cassiopeiae». Stars.
# Galícia irredempta

La Galícia irredempta és la denominació que reben tots aquells territoris de llengua gallega, que en l'actualitat són fora de les fronteres de Galícia, sota l'administració de Castella i Lleó i Astúries. Hi ha tradicionalment vincles lingüístics i culturals amb Galicia en aquest territori i al voltant seu, i una reivindicació històrica de pertinença a la cultura gallega i en alguns casos d'incorporació o reincorporació a la mateixa Galícia.
Està formada pels següents territoris:
* Terra Eo-Navia, a Astúries, formada per 19 municipis.
* El Bierzo, a la província de Lleó, formada per 23 municipis.
* As Portelas, a la província de Zamora, formada per 5 municipis.

## Referències

* ↑ FERNÁNDEZ REI. Discurso titulado Ramón Cabanillas, Manuel Antonio e o mar da Arousa na súa entrada na RAG. (gallec)
* ↑ LÓPEZ MIRA, A.X. (1998), A Galicia irredenta, Xerais. (gallec)
# George August Pritzel

Georg [o George] August Pritzel (1815, Silèsia -1874), fou un metge, botànic, arxiver i bibliotecari polonès-alemany recordat sobre tot pel seu “Thesaurus” de la literatura botànica.

## Algunes publicacions

* Thesaurus litteraturae botanicae omnium millia operum recensens, 1851
* Iconum Botanicarum index locupletissimus, 1855–1866
* Die Volksnamen der deutschen Pflanzen (juntament amb C.F.W. Jessen), 1884

## Honors
### Epònims
#### Gènere

* (Brassicaceae) Pritzelago Kuntze

#### Espècies

* (Asteraceae) Podotheca pritzelii P.S.Short
* (Balsaminaceae) Impatiens pritzelii Hook.f.
* (Brassicaceae) Crambe pritzelii Bolle
* (Goodeniaceae) Goodenia pritzelii Domin
* (Lamiaceae) Hemigenia pritzelii S.Moore
* (Leguminosae) Racosperma pritzelianum (C.A.Gardner) Pedley
* (Malvaceae) Sida pritzelii C.A.Gardner
* (Moraceae) Ficus pritzelii Warb.
* (?) Pholidia pritzeliana Kraenzl.
* (Myrtaceae) Melaleuca pritzelii (Domin) Barlow
* (Passifloraceae) Paropsia pritzelii Gilg
* (Rosaceae) Cotoneaster pritzelii (C.K.Schneid.) G.Klotz
* (Stylidiaceae) Stylidium pritzelianum Mildbr.

## Referències

* ↑ Revis.
* ↑ Muelleria 7(1): 49. 1989 (IK)
* ↑ Nouv. Arch. Mus. Hist. Nat. Ser. IV, x. 243 1908 (IK)
* ↑ Ind. Sem. Hort. Berol. 10 1861 (IK)
* ↑ Biblioth. Bot. lxxxix. 642 1929 (IK)
* ↑ J. Bot. 40: 28. 1902 (IK)
* ↑ Austrobaileya 6(3): 481 2003
* ↑ Enum. Pl. Austral. Occ. 78. 1931 (IK)
* ↑ Repert. Spec. Nov. Regni Veg. 1: 74 1905 (IK)
* ↑ Repert. Spec. Nov. Regni Veg. Beih. 54: 51 1929 (IK)
* ↑ Nuytsia 8(3): 345 1992 (IK)
* ↑ Bot. Jahrb. Syst. 40(4): 471 1908 (IK)
* ↑ Mitteil. Deutsch. Dendrol. Ges. 82: 75 1996 (IK)
* ↑ Pflanzenr. (Engler) Stylidiac. 66 1908 (IK)
* ↑ Es poden consultar els tàxons descrits per aquest autor a International Plant Names Index (anglès)