OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Delta1 Canis Minoris

Delta¹ Canis Minoris (δ¹ CMi / 7 Canis Minoris / HD 59881) és un estel en la constel·lació del Ca Menor que comparteix la denominació de Bayer Delta amb altres dos estels, Delta² Canis Minoris (δ² CMi) i Delta$^3$ Canis Minoris (δ$^3$ CMi). Cap d'ells està relacionat amb els altres, car són diferents les distàncies que ens separen d'ells. El més proper a nosaltres és Delta², a 136 anys llum, mentre que Delta$^3$ i Delta¹ es troben a uns 676 i 790 anys llum respectivament. Delta¹ Canis Minoris és el més brillant dels tres, amb magnitud aparent +5,24.
Delta¹ Canis Minoris és un gegant blanc-groc de tipus espectral F0III i 7450 K de temperatura que llueix amb una lluminositat 360 vegades major que la lluminositat solar. Aquests valors permeten avaluar el seu diàmetre, 11 vegades més gran que el del Sol, així com la seva massa, unes 3,75 vegades major que la massa solar. Rota amb una velocitat d'almenys 71 km/s, i el seu període de rotació és inferior a 8 dies. Té una elevada metal·licitat, amb una relació ferro-hidrogen un 50 % major que en el Sol. Va començar la seva vida sent un estel blanc-blavós de tipus B6 i actualment es troba en una etapa avançada de la seva evolució estel·lar abans de tornar a expandir-se i augmentar la seva lluentor. Després expulsarà les seves capes exteriors per finalment acabar els seus dies com un tènue nan blanc.

## 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.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 «The atmospheric parameters and spectral interpolator for the MILES stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2011, pàg. 165–165. DOI: 10.1051/0004-6361/201116769.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 10-2002, pàg. 897-911. DOI: 10.1051/0004-6361:20020943.
* ↑ «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.
* ↑ Delta1 Canis Minoris (SIMBAD)
* ↑ Eta CMi/Delta1 CMi (Stars, Jim Kaler)
# Delta2 Canis Minoris

Delta² Canis Minoris (δ² CMi / 8 Canis Minoris) és un estel en la constel·lació del Ca Menor que comparteix la denominació de Bayer «Delta» amb altres dos estels, Delta¹ Canis Minoris (δ¹ CMi) i Delta$^3$ Canis Minoris (δ$^3$ CMi). Cap d'ells està relacionada amb els altres. Delta² Canis Minoris, a 136 anys llum del Sistema Solar, és la que està més prop dels tres. La seva magnitud aparent és +5,59, cosa el converteix en el catorzè estel més brillant en la seva constel·lació.

## Característiques

Delta² Canis Minoris és un estel blanc-groc de la seqüència principal de tipus espectral F2V. De característiques similars a Rijl al Awwa (μ Virginis), té una temperatura efectiva de 7181 K. 8,5 vegades més lluminós que el Sol, posseeix una massa un 63 % major que la del Sol i es pensa que està en la meitat de la seva vida com a estel de la seqüència principal.
Delta² Canis Minoris té un radi un 86 % més gran que el radi solar i la seva velocitat de rotació sobrepassa els 117,5 km/s. En conseqüència, el seu període de rotació és de només 0,6 dies, equivalent a 1/42 del que té el Sol. És un estel solitari sense cap company estel·lar conegut. Es mou per l'espai amb una òrbita galàctica més excèntrica que la del Sistema Solar (i = 0,27).

## Referències

* ↑ «A Spectroscopic Classification Survey to Search for New ρ Puppis Stars». Astronomical Journal, 1, 7-2020. DOI: 10.3847/1538-3881/AB974C.
* 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.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201117691.
* ↑ «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.
* ↑ «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 8 Canis Minoris (SIMBAD)
* 1 2 8 Canis Minoris. Esteneu Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
* 1 2 Ammler-von Eiff, M.; Reiners, A. «New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. A116.
* ↑ Zorec, J.; Royer, F. «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. A120.
* ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 735-746.
* ↑ van Belle, G. T.; van Belle, G.; Creech-Eakman, M. J.; Coyne, J.; Boden, A. F.; Akeson, R. L.; Ciardi, D. R.; Rykoski, K. M.; Thompson, R. R.; Lane, B. F.; PTI Collaboration «The Palomar Testbed Interferometer Calibrator Catalog». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 276-292.
# Delta de l'Escorpió

Delta de l'Escorpió (δ Scorpii) és una estrella binària a la constel·lació de l'Escorpió. La component principal s'anomena Dschubba; el seu nom probablement prové de l'àrab A l'Jabhah, "el front", per la seva posició en el cos de l'escorpí. Es troba a 402 anys llum del sistema solar.
El component principal, Dschubba, és una estrella blava de tipus espectral B0 la seva lluminositat inclou la radiació emesa ultraviolada que és 14.000 vegades superior a la del Sol. Amb una velocitat de rotació d'almenys 181 km / s -90 vegades més alta que la del Sol, és cinc vegades més gran que la nostra estrella. L'estrella ha patit un brusc canvi, en l'any 2000 va començar a augmentar de brillantor de magnitud aparent de +2,32 va arribar a assolir gairebé la primera magnitud al transformar-se en una estrella Be envoltada per un disc circumestel·lar. En 2008 la seva magnitud era de +2,1, 0,2 magnituds per sobre de la seva brillantor habitual.
L'estrella principal està acompanyada per una estrella més freda també de tipus B, 10 vegades menys lluminosa que la seva companya. Separades ~0,4 ua, el període orbital d'aquesta binària és de només 20 dies. Una tercera estrella, que la seva lluminositat és 2 / 3 de la component principal, es troba a una distància mínima d'aquesta igual a la que separa Saturn del Sol. Finalment, el quart component es troba almenys a 19 ua del parell interior. Es pensa que totes elles poden estar a la seqüència principal, encara que la més brillant pot haver arribat a la fase de subgegant. Totes són estrelles massives amb masses compreses entre 6 i 12 masses solars.

## 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.
* ↑ «The interstellar Ca II distance scale» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 15-09-2009, pàg. 833–840. DOI: 10.1051/0004-6361/20079144.
* ↑ 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 Michel Curé «Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 03-01-2018, pàg. 5287-5299. DOI: 10.1093/MNRAS/STX3075.
* 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.
* ↑ 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 3 «Dschubba (Stars, Jim Kaler)». Arxivat de l'original el 2009-03-01. [Consulta: 27 febrer 2010].
# Delta del Centaure

Delta del Centaure (δ Centauri) és una estrella a la constel·lació de Centaure de magnitud aparent +2,58. Encara que sense nom propi habitual, a vegades és coneguda pel seu nom xinès Ma Wei. S'hi troba a 395 anys llum de distància de la Terra.
Delta de Centaure és una subgegant blanca-blavosa de tipus espectral B2 IVne. La "i" en el seu tipus espectral indica que és una estrella Be com γ Cassiopeiae o η Centauri amb emissions variables d'hidrogen al seu espectre vinculades amb la presència d'un disc circumestel·lar al voltant de l'estrella. Aquest disc està relacionat amb la ràpida velocitat de rotació de l'estrella, de més de 263 km/s, el disc, pràcticament de perfil des de la nostra perspectiva, és tan gruixut que Delta Centauri és considerada una estrella amb embolcall.
Delta del Centaure, catalogada com a variable Gamma Cassiopeiae, mostra les possibles variacions en la seva brillantor al voltant del 15%. La ràpida rotació fa que la seva forma no sigui esfèrica, sinó que està aplanada en els seus pols, fenomen observat en estrelles com Regulus (α Leonis). A més dona lloc a un enfosquiment gravitatori, és a dir, els seus pols són més calents i brillants que el seu equador, de manera que si bé la temperatura aparent és de 22.400 K, una mesura més realista pot ser 1.000 K més alta. La seva lluminositat és 12.000 vegades més gran que la solar. Amb una massa de 8,6 masses solars, la seva edat s'estima en 16 milions d'anys.
Estudis d'interferometria indiquen que Delta del Centaure té una companya estel·lar situada a 68,7 mil·lisegons d'arc. De tipus espectral comprès entre B4 V i A0 III, aquesta té una massa entre 4 i 7 masses solars.
El semieix major de la seua òrbita és de 6,9 UA.

## Referències

* ↑ «Spectroscopic analysis of southern B and Be stars» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 1r agost 2006, pàg. 252–262. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2006.10655.X.
* ↑ «The interstellar Ca II distance scale» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 15-09-2009, pàg. 833–840. DOI: 10.1051/0004-6361/20079144.
* ↑ 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 Michel Curé «Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 03-01-2018, pàg. 5287-5299. DOI: 10.1093/MNRAS/STX3075.
* ↑ 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.
* 1 2 3 4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ «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

* «Delta Centauri» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* «Delta Centauri» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
# Enif

Enif (ε Pegasi / ε Peg / 8 Pegasi) és l'estrella més brillant de la constel·lació del Pegàs amb magnitud aparent +2,38. El seu nom prové de la paraula àrab al-anf, 'nas', per la seva posició en el musell del cavall alat.
A una distància aproximada de 700 anys llum, Enif és una supergegant taronja de tipus espectral K2Ib, en les etapes finals de la seva evolució estel·lar, i com a tal, es pot considerar una estrella que està morint. Probablement, només li queden uns pocs milions d'anys i pot acabar els seus dies explotant com una supernova o convertint-se en una nana blanca de l'estrany tipus neó-oxigen.
Com a supergegant que és, la seva lluminositat equival a 6.700 sols i el seu radi és aproximadament 150 vegades el radi solar. Cal assenyalar que, en alguna ocasió, s'ha observat que l'estrella augmenta de brillantor de manera notable en un curt espai de temps, cosa que ha plantejat la hipòtesi que aquesta estrella pugui patir gegantines erupcions o flamarades.
Sembla estar relacionada amb altres dues supergegants, Alfa Aquarii (α Aquarii) i Sadalsuud (β Aquarii), la lluminositat i distància en són similars. Es pensa que les tres estrelles poden haver nascut en un mateix grup que, amb el temps, s'ha anat disgregant.

## 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.
* ↑ URL de la referència: https://encyklopedia.pwn.pl/haslo/Enif;3898045.html.
* 1 2 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.
* 1 2 Eva Grebel «SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 11-02-2016, pàg. 2–2. DOI: 10.1051/0004-6361/201526758.
* 1 2 3 4 5 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
* ↑ Eva Grebel «SP_Ace: a new code to derive stellar parameters and elemental abundances» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 11-02-2016, pàg. 2–2. DOI: 10.1051/0004-6361/201526758.
* ↑ «* eps Peg -- Long-period variable star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].
* 1 2 3 «Enif» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 2 gener 2021].
# Estrella de Campbell

L'estrella de Campbell (HD 184738 / HIP 96295 / BD+30 3639) -també coneguda com l'estel d'hidrogen de Campbell- és l'estel central de la nebulosa planetària PK 064+05 1. S'hi localitza a la constel·lació del Cigne 2,5º al nord d'Albireo (β Cygni) i 1º a l'est de φ Cygni. S'hi troba a uns 1.200 pársecs -3.900 anys llum- del sistema solar.
De magnitud aparent +10,41, l'estel de Campbell és un estel de Wolf-Rayet de carboni de tipus espectral [WC9]. Extraordinàriament calent -té una temperatura efectiva de 55.000 K-, és 6.000 vegades més lluminós que el Sol. És un estel deficient en hidrogen en un avançat estat evolutiu. Encara que la seva massa actual és un 60% del Sol, es pensa que la seva progenitora era un estrella ~ de 2 masses solars ara en la fase de la branca asimptòtica gegant; en última instància es transformarà en una nana blanca. La seva composició química és molt diferent a la del Sol; és deficient en ferro (Fe/O ~ 0,3) però mostra uns elevats continguts de carboni i neó (C/O ~ 30).
La nebulosa planetària associada a l'estel de Campbell té una edat aproximada de 700 o 800 anys. En contrast amb la pols associada a unes altres estrelles WC tardanes, composta fonamentalment per carboni amorf, aquesta nebulosa planetària mostra pols de silicat cristal·lí, indicant un canvi recent d'una química dominada per l'oxigen a una altra dominada pel carboni. S'ha proposat que l'existència d'una companya estel·lar podria compaginar la composició de la pols de la nebulosa planetària amb la deficiència d'hidrogen de l'estel central.

## Referències

* ↑ Coralie Neiner «Quantitative classification of WR nuclei of planetary nebulae» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 5-2003, pàg. 659–673. DOI: 10.1051/0004-6361:20030391.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 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.
* ↑ «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 Campbell's star - Planetary Nebula (SIMBAD)
* 1 2 3 Crowther, Paul A.; Morris, P. W.; Smith, J. D. «An Ultraviolet to Mid-Infrared Study of the Physical and Wind Properties of HD 164270 (WC9) and Comparison to BD +30 3639 (WC9)». The Astrophysical Journal, 636, 2, 2006. Arxivat de l'original el 2018-08-09. pp. 1033-1044 [Consulta: 19 juny 2009]. Arxivat 2018-08-09 a Wayback Machine.
* 1 2 3 Yu, Young Sam; Nordon, Raanan; Kastner, Joel H.; Houck, John; Behar, Ehud; Soker, Noam «The X-Ray Spectrum of a Planetary Nebula at High Resolution: Chandra Gratings Spectroscopy of BD +30°3639». The Astrophysical Journal, 690, 1, 2009. pp. 440-452.
# Estrella fulgurant

Una estrella fulgurant és una estrella variable que pot experimentar dramàtics augments impredictibles del seu esclat d'alguns minuts o unes poques hores. L'esclat augmenta en tot l'espectre, des dels raigs X a les ones de ràdio. Les estrelles fulgurants són febles nanes vermelles, encara que recents investigacions indiquen que les nanes marrons podrien també produir fulguracions.
Les primeres estrelles fulgurants conegudes (V1396 Cygni i AT Microscopii) foren descobertes en el 1924. Encara que la més coneguda de totes les estrelles fulgurants (UV Ceti) fou descoberta en el 1948, i avui en dia les estrelles fulgurants es coneixen a vegades com a variables UV Ceti.
L'estrella més pròxima al nostre Sol, Proxima Centauri, és una estrella fulgurant, com una altra veïna pròxima, Wolf 359. L'estrella de Barnard, el segon sistema estel·lar més pròxim, també se sospita que és una estrella fulgurant. A causa del fet que totes són febles intrínsecament, totes les estrelles fulgurants conegudes estan a uns 60 anys llum de la Terra.
Es creu que les fulguracions de les estrelles fulgurants són similars a les erupcions solars.

## Referències

* ↑ UV Ceti and the flare stars (AAVSO)
# Estrella múltiple

Una estrella múltiple és un sistema estel·lar que té tres o més estrelles que pareixen estar, vistes des de la Terra, molt a prop una de l'altra. Aquesta proximitat pot ser merament aparent; en aquest cas, es tracta d'un sistema múltiple òptic; en el cas que les estrelles estiguin pròximes físicament i lligades per la gravitació, es parla d'un sistema múltiple físic. Els sistemes físics múltiples són sistemes estel·lars múltiples. Així, es parla de sistemes triples quan tenen tres estrelles, quàdruples si en tenen quatre, i així successivament. En un sistema triple d'estrelles, cada estrella orbita a l'entorn del centre de massa del sistema. Sovint, dues de les estrelles formen un sistema binari en què les estrelles volten molt juntes, mentre la tercera està més enfora; aquesta configuració s'anomena jeràrquica.$^{,§2.4.}$

## Exemples

* HR 3617 és una estrella múltiple amb tres components, HR 3617A, HR 3617B, i HR 3617C. A i B formen una estrella binària física, mentre C és òptica.
* Alfa Centauri és una estrella triple composta d'una binària principal nana groga (Alfa Centauri A i Alfa Centauri B), i una estrella situada en una òrbita més exterior, nana vermella, Proxima Centauri. A i B formen una estrella binària física, amb una òrbita excèntrica en la qual A i B arriben a estar a 11 ua quan s'acosten, i a 36 ua quan s'allunyen. Proxima està més defora (~15.000 ua) des de A i B, que estan a prop l'una de l'altra. Aquesta distància és encara petita comparada amb altres distàncies interestel·lars. És discutible si Proxima està lligada per la gravitació amb A i B.
* HD 188753 és una sistema estel·lar triple físic, localitzat aproximadament a 149 anys llum de la Terra a la constel·lació de Cygnus. El sistema està compost de HD 188753A, una nana groga; HD 188753B, una nana taronja; i HD 188753C, una nana vermella. B i C orbiten l'una al voltant de l'altra cada 156 dies i, com a grup, orbiten A cada 25,7 dies.
* Polaris, l'estrella del nord, és un sistema estel·lar triple en el qual la companya més pròxima a l'estrella principal està molt a prop de la principal —tan pròxima que només és coneguda per la seva estirada gravitacional sobre Polaris A des que fou fotografiada pel telescopi espacial Hubble en el 2006.

## Enllaços externs

* Neix una estrella triple, APOD.

## Referències

* ↑ Hipparcos: Double and Multiple Stars, web page, accessed May 26, 2007.
* 1 2 MSC - a catalogue of physical multiple stars, A. A. Tokovinin, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 124 (July 1997), pp. 75–84.
* ↑ Binary and Multiple Stars, web page, accessed May 26, 2007.
* ↑ Are Proxima and α Centauri Gravitationally Bound?, Jeremy G. Wertheimer, Gregory Laughlin, Astronomical Journal 132, #5 (November 2006), pp. 1995–1997.
# Eta d'Aquari

Eta d'Aquari (η Aquarii) és una estrella de la constel·lació d'Aquari.
Eta d'Aquari és una subgegant blanca-blava del tipus B amb una magnitud aparent de +4,04. Està aproximadament a 184 anys llum de la Terra.

## 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201117691.
* 1 2 3 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.
* 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.
* ↑ «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.