OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# S d'Orió

S d'Orió (S Orionis) és un estel variable a la constel·lació d'Orió. S'hi troba a 1.370 ± 400 anys llum de distància del sistema solar.
S d'Orió és una variable Mira de tipus espectral M6.5i - M9 la lluentor del qual varia entre magnitud +7,2 i +14,0 en un període de 414,30 dies. És un estel evolucionat amb una massa similar a la del Sol —el nostre estel aconseguirà aquesta fase en uns 5.000 milions d'anys— que, cada any, perd l'equivalent a la massa terrestre. El seu diàmetre angular varia entre 7,9 i 9,7 mil·lisegons d'arc, que correspon a un diàmetre entre 1,9 i 2,3 ua, de 400 a 500 vegades el del Sol.
Anàlisi en diferents longituds d'ona indiquen que prop del mínim és quan la quantitat de pols generada i la pèrdua de massa estel·lar són majors. S d'Orió té una temperatura superficial de 3.750 K i lluix amb una lluminositat mitjana 3.470 vegades superior a la del Sol. Estudis d'interferometria han permès conèixer l'estructura d'aquesta gegant vermella polsant. Al voltant de l'estel pròpiament dit, existeixen tres components principals: un embolcall molecular interior, un embolcall de pols més externa i, entre elles, una capa de màser. La major part de l'embolcall de pols està constituïda per grans d'òxid d'alumini —observats a la regió infraroja—, mentre que l'emissió de ràdio màser prové de molècules de monòxid de silici. El gas sembla estar expandint-se amb una velocitat aproximada de 10 km/s.
Aquest estel finalitzarà els seus dies com una nana blanca de carboni i oxigen, envoltada per una nebulosa planetària.

## Referències

* ↑ «Revised catalog of spectra of Mira variables of types Me and Se». The Astrophysical Journal Supplement Series, 11-1974, pàg. 271–307. DOI: 10.1086/190318.
* 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.
* ↑ «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.
* ↑ «S Orionis» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 11 desembre 2020].
* ↑ «S Orionis» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 11 desembre 2020].
* ↑ Chronicle of a Death Foretold (Observatori Europeu Austral (ESO) Press Release 2007)
* ↑ Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Driebe, T.; Le Bouquin, J.-B.; Millour, F.; Ohnaka, K.; Scholz, M. «J, H, K spectro-interferometry of the Mira variable S Orionis». Astronomy and Astrophysics, 479, 1, 2008. pp. L21-L24.
* ↑ Wittkowski, M.; Boboltz, D. A.; Ohnaka, K.; Driebe, T.; Scholz, M. «The Mira variable S Orionis: relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs». Astronomy and Astrophysics, 470, 1, 2007. pp. 191-210.
* ↑ Structure of the Pulsating Red Giant S Ori (Observatori Europeu Austral)
# Antoine Wiertz

Antoine Joseph Wiertz (Dinant, 22 de febrer de 1806 – Brussel·les, 18 de juny de 1865) va ser un pintor, escultor, litògraf i crític d’art.

## Formació

Amb només catorze anys (1820) Wiertz ingressa a la Reial Acadèmia de Belles Arts d’Art d’Anvers, on els pintors Mattheus Ignatius van Bree i Willem Jacob Herreyns li inspiren l’amor per la pintura flamenca, i en concret, les teles de Peter Paul Rubens. El 1828 obté el segon premi en el prestigiós concurs Prix de Rome dels Països Baixos. El novembre de 1829 es desplaça a París, on estudia l’obra dels pintors clàssics i també dels mestres francesos contemporanis: Jacques-Louis David, Théodore Géricault i Anne-Louis Girodet.
El 1832 guanya el Prix de Rome de Bèlgica. Els 10.000 francs de la dotació li permeten prosseguir els seus estudis a l’Acadèmia francesa de Roma, on residirà entre maig del 1834 i febrer de 1837.

## Treballs de maduresa

En el Saló de París de 1839, Wiertz presenta quatre teles: Grecs i Troians lluitant pel cos de Patroclus, Madame Laetitia Bonaparte en el seu llit de mort, La fabula dels tres desitjos i Crist enterrat. Les obres generen indiferència en el públic parisenc, i un gran sarcasme per part dels crítics, entre els quals Charles Baudelaire, per qui Wiertz és un “xarlatà, idiota, lladre (...) que no sap dibuixar”. Aquesta mala experiència queda reflectida en el pamflet Brussel·les capital, París província.
Durant la dècada de 1840 opta per confeccionar obres de grans dimensions. El 1841 pinta La caiguda dels àngels rebels’(11,5 x 7,9 m) i, tres anys més tard, una segona versió del Patrocles (5,2 x 8,5 m). De fet, Wiertz va inventar-se una tècnica compositiva per reduir l’abrillantament que provoca la pintura a l’oli, sobretot en les teles de grans dimensions. La batalla homèrica (1853) és la primera obra monumental executada amb aquesta tècnica, coneguda com a mat painting..
A La bella Rosine (1847), l’obra més famosa de Wiertz, el pintor representa l’enfrontament entre la Bellesa i la Mort. Altres obres simbòliques de l’artista són Fam, Bogeria i Crim, El lector de novel·les (ambdues de 1853) i L’enterrament prematur (1854), inspirat en un conte d’Edgar Allan Poe. A més, Wiertz també va destacar com a retratista.

## Darrers anys

Poc abans de morir, Wiertz fa les seves obres escultòriques més importants, entre les quals destaca la sèrie Les quatre edats de l’Home (1860-62).
L’artista va morir el 18 de juny de 1865 al seu estudi de Brussel·les. Poc abans, havia arribat a un acord amb l’Estat belga per convertir-lo en un museu. Com a contrapartida, Wiertz va accedir a donar tota la seva obra a l’Estat. Actualment, el Museu Antoine Wiertz forma part dels Museus Reials de Belles Arts de Bèlgica.

## Galeria

* La bella Rosine, 1847
* Gana, Bogeria, Crim, 1853

## Referències

* ↑ André Moerman and Jef de Roeck, Museum Antoine Wiertz, Brussel at OKV
* ↑ Conference: Antoine Wiertz - Sublime or Ridiculous? at the Artist's studio museums network
* ↑ Karine Janssen, Les peintures mates d’Antoine Wiertz (1806-1865) Étude des altérations, June 2012, CeROArt
* ↑ «The Antoine Wiertz Museum». Royal Museums of Fine Arts of Belgium. [Consulta: 9 octubre 2016].
# Dinastia niceforiana

La dinastia niceforiana o dinastia fòcida es va establir a l'Imperi Romà d'Orient quan l'emperadriu Irene d'Atenes va ser destronada l'any 802 per Nicèfor I, el seu ministre de finances, que va governar fins al 811. La dinastia va ser breu, va durar del 802 al 813. L'Imperi era feble, i les seves finances tenien moltes dificultats. Nicèfor va iniciar un seguit de reformes administratives i fiscals i va reorganitzar els temes.
En aquesta època l'Imperi Romà d'Orient mantenia guerres en les seves tres fronteres, cosa que feia minvar molt ràpidament el tresor imperial. Com altres predecessors seus, Nicèfor va morir en la guerra contra els búlgars del nord a la batalla de Pliska. L'Imperi també minvava per occident, amb la coronació de Carlemany l'any 800 pel papa Lleó III que li va donar el títol d'Emperador que governa l'Imperi Romà. Nicèfor i els seus successors van haver de fer front, a més, a l'expansió musulmana.

## Successors

* Estauraci, durant l'any 811
* Miquel I Rangabé, del 811 al 813.

## Referències

* ↑ Jenkins, Romilly. Byzantium: the imperial centuries AD 610-1071. Toronto: University of Toronto Press, 2001, p. 117. ISBN 9780802066671.
# Sadalmelik

Sadalmelik (Alfa d'Aquari / α Aquarii) és una estrella de la constel·lació d'Aquari. El nom deriva d'una expressió àrab سعد الملك sa$^c$d al-malik/mulk que significa "la Sort del Rei/Reialesa". També se l'anomena Rucbah, que comparteix amb Delta de Cassiopea. És només una de dues estrelles amb noms antics que estan en un marge d'un grau de l'equador celeste. L'origen del nom àrab s'ha perdut completament per la història.
Sadalmelik té una magnitud aparent de +2,95 m. Té un diàmetre 80 vegades la del Sol, i la seva lluminositat és 6.000 vegades més gran, donant-li la classe espectral G2Ib. És un membre d'una classe rara d'estrelles conegut com a supergegant groga. Està a uns 760 anys llum de la Terra.

## Localització

La localització de l'estrella en el cel es mostra en el mapa següent de la constel·lació d'Aquari:

## 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 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.
* ↑ 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.
* ↑ 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.
* ↑ 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.
* ↑ «High-precision effective temperatures of 161 FGK supergiants from line-depth ratios» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2007, pàg. 617–624. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2007.11804.X.
* ↑ 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.
* ↑ «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 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.
* ↑ «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.
# Sheliak

Sheliak (Beta de la Lira / β Lyrae) és una estrella binària del tipus binària eclipsant situada a la constel·lació de la Lira, a una distància de 960 anys llum des del Sol. El nom prové de l'àrab 'Al Shilya' una de les constel·lacions de Lira segons l'astronomia islàmica.

## Referències

* ↑ «The ages and dimensions of Trapezium systems» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1986, pàg. 688–694. DOI: 10.1086/164207.
* ↑ 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 «The chemical composition of algol systems - III. Beta Lyrae-nucleosynthesis revealed» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 1r abril 1986, pàg. 479-494. DOI: 10.1093/MNRAS/219.3.479.
* 1 2 3 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ «Rotational Velocities of B Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 7-2002, pàg. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
* ↑ Dimitri Pourbaix «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 9-2004, pàg. 727–732. DOI: 10.1051/0004-6361:20041213.
* 1 2 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.
* ↑ «IAU Catalog of Star Names». [Consulta: 28 juliol 2016].
* ↑ Allen, Richard Hinckley «Star-names and their meanings». New York. G. E. Stechert, 1899, p. 287.
# Sigma de l'Àguila

Sigma de l'Àguila (σ Aquilae) és una estrella binària de la constel·lació de l'Àguila. Està aproximadament a 680 anys llum de la Terra.
Sigma de l'Àguila és una binària eclipsant espectroscòpica. Els dos components són destacades blaves-blanques del tipus B de les nanes de la seqüència principal que no omplen els seus lòbuls de Roche.
La magnitud aparent més important de la binària és +5,18. A causa del fet que és una binària eclipsant, σ Aquilae és també una estrella binària i el seu esclat varia 0,2 magnituds amb un període igual al seu període orbital d'1,95 dies.

## Referències

* ↑ Afirmat a: MK classifications of some northern hemisphere binary systems. Indicat a la font segons: SIMBAD. Pàgina: 131–144. Data de publicació: 1975.
* 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.
* ↑ «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.

## Enllaços externs

* Diccionari d'Astronomia
# Sigma de la Popa

Sigma de la Popa (σ Puppis) és un estel a la constel·lació de la Popa, la popa de l'Argo Navis. De magnitud aparent +3,25, s'hi troba a 194 anys llum de distància del Sistema Solar. Ocasionalment és coneguda amb el nom d'Hadir.
Sigma de la Popa és una gegant taronja de tipus espectral K5III amb una temperatura superficial aproximada de 3970 K. Incloent-hi la radiació infraroja que emet, la seva lluminositat és 347 vegades major que la del Sol. Té un radi 39 vegades més gran que el radi solar i una massa cinc vegades major que la del Sol. Probablement en el seu nucli ha cessat la fusió nuclear de l'heli en carboni i oxigen, mentre que la seva edat aproximada és de 1400 milions d'anys.
Sigma de la Popa posseeix una companya estel·lar detectada mitjançant espectroscòpia el període orbital de la qual és de 257,8 dies. La seva òrbita és moderadament excèntrica (e = 0,17). Aquesta acompanyant és un estel blanc de la seqüència principal de tipus A0V - A2V. Té una massa entre 2,0 i 2,5 masses solars i un radi entre 1,8 i 2,4 vegades més gran que el del Sol. La separació mitjana entre ambdós estels equival a quatre vegades el radi de la gegant (unes 0,18 ua).
Un tercer estel de magnitud +9,4 completa el sistema estel·lar. Visualment a 22,3 segons d'arc del parell interior, és una nana groga de tipus G5V. La seva separació real respecte a la binària és igual o superior a 1300 ua, la qual cosa implica que el seu període orbital és d'almenys 27.000 anys.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two dimentional spectral types for the HD stars, Vol. 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Data de publicació: 1978.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ Sigma Puppis (Alcyone)
* ↑ Sigma Puppis (SIMBAD)
* 1 2 3 Sigma Puppis (Stars, Jim Kaler)
* ↑ Hadir (σ Pup) Wikisky.org
* 1 2 Duvert, G.; Chelli, A.; Malbet, F.; Kern, P. «Phase closure nulling of HD 59717 with AMBER/VLTI. Detection of the close faint companion». Astronomy and Astrophysics, 509, 2010. A66.
* ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389, 2, 2008. pp. 869-879.
# TY del Corb

TY del Corb (Ty Corvi) és una estrella de magnitud aparent +5,26 a la constel·lació del Corb, prop del límit amb la constel·lació de la Copa. És un estel distant, situada a uns 1.760 anys llum del sistema solar.
Estrella blanc-blavosa, TY del Corb ha estat catalogada com subgegant de tipus B2IV o com a estrella de la seqüència principal B1.5V. És un estel calent de 16.500 K de temperatura, amb una lluminositat 7.690 vegades més gran que la del Sol. És una estrella binària espectroscòpica, és a dir, la seva duplicitat s'ha conegut per l'efecte Doppler de les seves línies espectrals. El seu període orbital és de només 2,963 dies.
TY del Corb és una variable el·lipsoidal rotatòria la lluentor varia entre magnitud +5,19 i +5,23. En aquestes estrelles, sempre binàries pròximes, la variació és deguda a la forma el·lipsoidal de les components, que fa que canviï l'àrea visible a mesura que s'hi mouen en la seua òrbita. Spica (α Virginis) és la variable el·lipsoidal rotatòria més coneguda.
S'ha postulat que TY del Corb és una estrella fugitiva antiga del disc galàctic, i que és una possible endarrerida blava en el Grup de les Híades.
Durant l'acostament a Mercuri de la Mariner 10 el 1974 es va pensar haver descobert una lluna de Mercuri, la qual va resultar ser en realitat aquest estel.

## Referències

* ↑ «The Edinburgh-Cape Blue Object Survey - II. Zone 1 - the North Galactic CAP» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 6-1997, pàg. 867–893. DOI: 10.1093/MNRAS/287.4.867.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 Bernard Schutz «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten, 4, 4-2010, pàg. 349-360. DOI: 10.1002/ASNA.200911355.
* ↑ 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.
* ↑ 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 «TY Corvi» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 19 maig 2021].
* 1 2 TY Corvi Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* ↑ «TY Corvi» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 19 maig 2021].
# TZ del Triangle

TZ del Triangle (TZ Trianguli) és el cinquè estel més brillant a la constel·lació del Triangle, i la seva magnitud aparent és +4,94. No té nom propi i en el passat va ser l'estel més prominent de la constel·lació Triangle Menor, avui desapareguda. S'hi troba a 305 anys llum de distància del sistema solar.
TZ del Triangle és un sistema estel·lar quàdruple, constituït per dos estels binaris separats almenys 355 ua amb un període orbital mínim de 2.300 anys. L'estel binari més brillant, TZ del Triangle A, està compost per un gegant groc de tipus espectral G5 III amb una temperatura de ~ 5000 K (denominada TZ Tri Aa) i una nana blanc-groga de tipus F5 V (TZ Tri Ab). Amb un període orbital de 14,73 dies, la distància entre ambdues components s'estima en 0,2 ua. Les Lluminositats respectives són de 65 i 32 sols.
L'altre estel binari, TZ del Triangle B, probablement està format per dos nans grocs de tipus F (anomenats TZ Tri Ba i TZ Tri Bb) que completen la seva òrbita en sol 2,24 dies, amb una separació de 0,05 ua, poc major que el radi dels estels.
En tots dos sistemes els estels es troben tan propers que s'afecten gravitacionalment, de manera que per al parell Aa-Ab el període de rotació és igual al període orbital (rotació síncrona), com ocorre en el sistema Terra-Lluna. Igualment ocorre en el parell Ba-Bb. Això produeix un augment en la velocitat de rotació dels estels i en l'activitat magnètica, existint un petit canvi en la lluminositat de desenes de magnitud. Per això TZ Trianguli està classificada com a variable RS Canum Venaticorum.

## Referències

* ↑ «Mk classifications for F and G-type stars. I». Astronomical Journal, 1969, pàg. 916. DOI: 10.1086/110881.
* ↑ «Photometric and astrometric observations of close visual binaries». Astronomy and Astrophysics, 1982, pàg. 221–235.
* ↑ Martin Asplund «New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s)» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 26-05-2011, pàg. A138. DOI: 10.1051/0004-6361/201016276.
* 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.
* ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 1-2009, pàg. 1099–1107. DOI: 10.1051/0004-6361:200810377.
* ↑ Michel Mayor «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ∼14 000 F and G dwarfs» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 16-04-2004, pàg. 989–1019. DOI: 10.1051/0004-6361:20035959.
* ↑ 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.
* ↑ «6 Trianguli/TZ Trianguli» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 25 juny 2021].
* ↑ «TZ Trianguli - Variable of RS CVn type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 25 juny 2021].