OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Mi de Perseu

Mi de Perseu (μ Persei) és un estel de magnitud aparent +4,18 situat en la constel·lació de Perseu. Es troba aproximadament a 900 anys llum de distància del sistema solar.
Mi de Perseu és un supergegant groc de tipus espectral G0Ib amb una temperatura superficial de 5337 K. Brilla amb una lluminositat 2030 vegades major que la lluminositat solar i té un radi 53 vegades més gran que el del Sol. La seva velocitat de rotació projectada —9 km/s— implica que pot trigar fins a 300 dies a completar un gir sobre si mateixa. En el diagrama de Hertzsprung-Russell se situa en el límit de l'anomenada Llacuna de Hertzsprung —àrea on hi ha molt pocs estels— i també prop de la regió de les cefeides, si bé Mu Persei no és una estrella variable polsant d'aquesta classe. La seva massa està compresa entre 5,7 i 6 masses solars i va néixer fa uns 60 o 70 milions d'anys. La seva massa no és prou gran perquè acabi explotant com a supernova, per la qual cosa —després d'expulsar les seves capes externes— acabarà la seva vida com un nan blanc massiu.
Mi de Perseu és un binari espectroscòpic amb un període orbital de 0,78 anys. El seu company és possiblement un estel de la seqüència principal de tipus B9 amb una separació mitjana del supergegant groc de 1,7 UA.

## 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: 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 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 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 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.
* ↑ 51 Per -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
* 1 2 Mu Persei (Stars, Jim Kaler)
# Mintaka

Mintaka (Delta d'Orió / δ Orionis) és una estrella a la constel·lació d'Orió el nom del qual deriva de la paraula àrab per cinturó, منطقة manţaqah. Al costat d'Alnitak (ζ Orionis) i Alnilam (ε Orionis), forma part de l'anomenat Cinturó d'Orió, i amb elles forma el grup conegut com "les tres Maries", essent la situada més al nord de les tres.
En realitat Mintaka és una estrella múltiple complexa; a uns minuts d'arc de l'estrella principal es pot observar una altra estrella de magnitud aparent 6,8. A la distància de 915 anys llum a la que es troba Mintaka, la separació real entre ambdues és d'almenys 0,25 anys llum. Entre aquestes dues components hi ha una tènue estrella de magnitud 14. L'estrella de magnitud 6,8 és a més una binària espectroscòpica.
La component principal que anomenem Mintaka té una magnitud de 2,23 i és també una estrella binària, la duplicitat ha estat descoberta també mitjançant espectroscòpia. Està composta per una estrella blava de tipus espectral O9.5 II i una estrella classificada com B0 III o B2 V. Cadascuna d'elles és 90.000 vegades més lluminosa que el Sol, i són estrelles molt massives, amb una massa de 20 masses solars cadascuna. El període orbital del parell és de 5,73 dies, eclipsant lleugerament l'una a l'altra, el que comporta una caiguda en la brillantor de 0,2 magnituds.
En 1904 Johannes Hartmann, utilitzant la llum provinent de Mintaka, va descobrir que l'espai interestel·lar de la galàxia no està buit i conté gas i pols.

## Vegeu també

* Llista d'estrelles variables

## Referències

* ↑ «Variability of OB stars from TESS southern Sectors 1-13 and high-resolution IACOB and OWN spectroscopy». Astronomy and Astrophysics, 7-2020, pàg. 61. DOI: 10.1051/0004-6361/202037700.
* ↑ Claus Fabricius «The Tycho double star catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2002, pàg. 180–189. DOI: 10.1051/0004-6361:20011822.
* ↑ 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.
* 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.
* ↑ Norberto Castro «The IACOB project. III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 19-12-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201628541.
* ↑ 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.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.

## Enllaços externs

* id Mintaka (SIMBAD)
* Mintaka (Alcyone) Arxivat 2016-03-03 a Wayback Machine.
* Mintaka (Stars, Jim Kaler) Arxivat 2009-01-09 a Wayback Machine.
# Minut

Un minut (de símbol min) és una unitat de temps que es divideix en 60 segons. Cada 60 minuts fan 1 hora.
Un minut (de símbol ′) també és una unitat de mesura d'angles en el pla, corresponent a cadascuna de les seixanta parts en què es divideix un grau. Comprèn 60 segons angulars.
Un minut centesimal és una altra mesura angular, que és la centèsima part d'un grau centesimal.

## Equivalències

Les relacions d'equivalència següents vinculen al minut amb altres unitats de mesura de temps:
    1 dia = 24 hores = 1.440 minuts
    1 setmana = 7 dies = 10.080 minuts
    1 any comú = 525.600 minuts
    1 any de traspàs = 527.040 minuts
    1 minut = 60 segons

## Etimologia

Ve del llatí "(pars) minuta prima" que vol dir primera part menuda (fraccionària), significant el primer dígit o part fraccionària en el sistema sexagesimal manllevat dels sumeris i babilonis. Així mateix el "segon" prové del llatí "(pars) minuta secunda" és a dir, segon dígit o part fraccionaria.

## Història

Des de principis del segon mil·lenni abans de Crist, els mesopotàmics comptaven en base 60 usant una numeració posicional derivada del sistema numèric de tipus additiu i de base mixta dels sumeris. Aquest sistema s'associa generalment a la civilització Babilònia, que va ocupar el sud de Mesopotàmia a partir del 1800 a. C. fins a principis de la nostra era.
El primer registre existent de la subdivisió de l'hora sexagesimalment en minuts, segons, terços i quarts es remunta a l'any 1000 en un comentari de Al-Biruni sobre el còmput dels mesos al calendari jueu.
El 1267, el científic medieval Roger Bacon, escrivint en llatí, va definir la divisió del temps entre llunes plenes com un nombre d'hores, minuts, segons, terços i quarts (horae, minuta, secunda, tertia i quarta) després del migdia en dates del calendari especificades. La introducció del minuter en els rellotges només va ser possible després de la invenció de l'espiral per Thomas Tompion, un rellotger anglès, el 1675.

## Referències

* ↑ «BIPM - SI Brochure, Table 6». Arxivat de l'original el 2019-06-10. [Consulta: 12 setembre 2018].
* ↑ Corbalán Yuste, F. et al.. Gamma 2 : matemàtiques : Educació Secundària, segon curs. 1a.. Barcelona: Vicens Vives, 2003, p. 86. ISBN 84-316-6978-2.
* ↑ Corbalán Yuste, 2003, p. 93.
* ↑ «Wisteme | What is the origin of hours, minutes and seconds?», 24-03-2012. Arxivat de l'original el 2012-03-24. [Consulta: 17 agost 2018].
* ↑ Al-Biruni. The Chronology of Ancient Nations, 1879, p. 147–149.
* ↑ R Bacon. The Opus Majus of Roger Bacon. University of Pennsylvania Press, 2000, p. table facing page 231. ISBN 978-1-85506-856-8.
* ↑ Mitman, Carl «The Story of Timekeeping». The Scientific Monthly, 22, 5, 1926, pàg. 424–427. JSTOR: 7652.
Viccionari
# Mu Piscium

Mu Piscium (μ Psc / 98 Piscium) és un estel en la constel·lació dels Peixos de magnitud aparent +4,84. No té nom propi encara que en l'astronomia xinesa formava la figura de Wae Ping al costat de les properes α, δ, ε, ζ, ν i ξ Piscium. Es troba a 304 ± 5 anys llum del Sistema Solar.
Com a molts estels del cel nocturn —valguin com a exemple Torcularis Septentrionalis (ο Piscium) o δ Piscium, en aquesta mateixa constel·lació— Mu Piscium és un gegant taronja. Té tipus espectral K4III i una temperatura efectiva de 4103 K. El seu diàmetre angular, mesurat de manera indirecta en diferents longituds d'ona i considerant l'enfosquiment de limbe, és de 2,58 ± 0,03 mil·lisegons d'arc; això permet avaluar el seu diàmetre real, resultant ser aquest 26 vegades més gran que el diàmetre solar. És 251 vegades més lluminosa que el Sol i té una massa estimada un 55 % major que la massa solar.
Mu Piscium té una metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— inferior a la meitat de la que té el Sol ([Fe/H] = -0,37). Així mateix, és especialment pobre en elements com a estronci, ceri i bari; l'abundància relativa d'aquest últim element és una quarta part de l'existent en el Sol.

## 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.
* ↑ 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 «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.
* ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
* ↑ Caroline Soubiran «Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018. DOI: 10.1051/0004-6361/201832795.
* 1 2 G 3-3 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
* ↑ Allen. Courier Dover Publications. (en anglès). ISBN 0-486-21079-0.
* 1 2 Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcón-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jiménez-Vicente, J.; Vazdekis, A. «Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. pp. 664-690.
* ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». VizieR. pp. 773-777 (Taula consultada en CDS).
* 1 2 Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike «Giants in the Local Region». The Astronomical Journal. pp. 2464-2486.
# Muntanya Mística

La Muntanya Mística és una regió a la Nebulosa de la Quilla fotografiada pel Telescopi Espacial Hubble. L'objecte fou capturat per la nova Cámara de Gran Angular 3, tot i que la regió ja va ser vista per un telescopi de la generació anterior. La nebulosa s'ubica a aproximadament 7.500 anys llum de la Terra. Els pilars fan uns tres anys llum d'alçada. Hom creu que els gasos de la Muntanya Mística són formats per estrelles en formació que flueixen de les muntanyes superiors.

## Enllaços externs

* Starry-Eyed Hubble Celebrates 20 Years of Awe and Discovery
* Ultraviolet and Infrared views compared
* Vista de la Muntanya Mística
* Informació sobre la Muntanya Mística
* On se situa la Regió
# NGC 1499

NGC 1499 és una nebulosa d'emissió a la constel·lació de Perseu a 1.000 anys llum de distància. Es troba a sud de la constel·lació, 36 'a nord de Menchib (ξ Persei). Per la seva forma rep també el nom de nebulosa Califòrnia, ja que recorda el contorn d'aquest estat dels Estats Units d'Amèrica. Encara que té 2,5º de longitud, a causa de la seua baixa lluentor superficial com millor s'aprecia és en fotografies de llarga exposició. A ull nu només és possible observar-la en nits especialment fosques.
El color vermell de la nebulosa és abans de res Hα (Hidrogen alfa). Amb una longitud d'ona de 656,3 nm, aquesta llum prové d'àtoms d'hidrogen on un electró excitat de l'àtom torna a un nivell de baixa energia, alliberant uin fotó d'aquesta longitud d'ona. Presumiblement sigui l'abans citada Menchib, de tipus espectral O, l'estrella responsable de la seva il·luminació.
Va ser descoberta en l'any 1885 per Edward Emerson Barnard.

## Vegeu també

* Llista d'objectes NGC

## Referències

* 1 2 3 Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 «NGC 1499 (= LBN 756 = "PGC 3517586"), the California Nebula». [Consulta: 13 setembre 2019].
* ↑ «Cosmic rays, gas and dust in nearby anticentre clouds. I. CO-to-H2 conversion factors and dust opacities». [Consulta: 13 setembre 2019].
* ↑ «NGC 1499: Mlhovina Kalifornie». [Consulta: 13 setembre 2019].
* ↑ APOD NGC 1499: The California Nebula (en anglés)

## Enllaços externs

* catàleg SEDS
# NGC 50

NGC 50 (també coneguda com a MCG -1-1-58 i PGC 983) és una galàxia lenticular localitzada en la constel·lació de la Balena, amb un diàmetre de 170.000 anys llum. Va ser descobert en 1865 per Gaspare Ferrari. La galàxia és, en comparació de la Via Làctia, aproximadament 1.5-2 vegades més gran. També està físicament prop de NGC 49.

## Referències

* ↑ Massimo Turatto «Supernovae and their host galaxies - III. The impact of bars and bulges on the radial distribution of supernovae in disc galaxies» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2016, pàg. 2848–2860. DOI: 10.1093/MNRAS/STV2853.
* 1 2 R. Brent Tully «Cosmicflows-3» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 03-08-2016, pàg. 50. DOI: 10.3847/0004-6256/152/2/50.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD. Data de consulta: 1r setembre 2014.
* 1 2 Thomas H. Jarrett «The Two Micron All Sky Survey (2MASS)» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 2-2006, pàg. 1163–1183. DOI: 10.1086/498708.
* ↑ «Galaxy NGC 50 - Galaxy in Cetus Constellation». . Arxivat 2017-10-22 a Wayback Machine.
* ↑ «NGC 50 (= PGC 983)». .

## Enllaços externs

* «NGC 0050». NASA/IPAC Extragalactic Database. National Aeronautics and Space Administration / Infrared Processing and Analysis Center, 2008. [Consulta: 28 gener 2010].
# NGC 884

NGC 884 és un cúmul obert localitzat a 7600 anys llum a la constel·lació de Perseu. El cúmul té una edat aproximada de 12.5 milions d'anys. És el més oriental del Cúmul Doble amb NGC 869. Localitzats en l'associació OB1 Perseus, tots dos cúmuls estan físicament un prop de l'altre, a sol uns centenars d'anys llum de distància. Els cúmuls van ser registrats per primera vegada per Hiparc de Nicea, però és probable que es coneguin des de l'antiguitat.
El Doble Cúmul és un favorit dels astrònoms aficionats. Aquests cúmuls brillants sovint es fotografien o s'observen amb petits telescopis. Fàcils de trobar, són visibles a simple vista entre les constel·lacions de Perseu i Casiopea com una taca brillant en el cel d'hivern de la Via Làctia.
Amb petits telescopis el cúmul apareix com un bell conjunt d'estels brillants localitzats en un ric camp estel·lar. Dominat per estels blaus brillants el cúmul també alberga unes quantes estels taronges que afegeixen interès visual. Tots dos cúmuls junts ofereixen una vista espectacular a pocs augments. De vegades se'l coneix com a χ Per encara que probablement aquesta denominació es refereix a tots dos cúmuls.

## Vegeu també

* Llista d'objectes NGC

## Enllaços externs

* NGC 884 en SEDS
* APOD. «NGC 869 & NGC 884: A Double Open Cluster» (en anglès). [Consulta: 2 novembre 2018].

## Referències

* ↑ «NGC 869 and NGC 884». [Consulta: 31 juliol 2017].
* ↑ Ralf-Dieter Scholz «Astrophysical parameters of Galactic open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 18-07-2005, pàg. 1163–1173. DOI: 10.1051/0004-6361:20042523.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 3 4 5 6 Stefano Bertone «Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung-Russell diagrams» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018. DOI: 10.1051/0004-6361/201832843.
* 1 2 «The orbits of open clusters in the Galaxy» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 11-11-2009, pàg. 2146–2164. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.15416.X.
* ↑ Slesnick, Catherine L.; Lynne A. Hillenbrand (en anglès) The Astrophysical Journal, 576, 10-09-2002, pàg. 880-893. Bibcode: 2002ApJ...576..880S. DOI: 10.1086/341865 [Consulta: 2 novembre 2081].
# OV dels Bessons

OV dels Bessons (OV Geminorum) és un estel variable situat en la constel·lació dels Bessons de magnitud aparent mitjana +5,87. Es troba a aproximadament 926 anys llum de distància del Sistema Solar.
Catalogada com a geganta blanc-blavosa de tipus espectral B7III o com subgeganta de tipus B6IV, OV Geminorum és un estel peculiar l'anòmala composició química del qual permet englobar-lo dins de dues classes d'estels diferents. En primer lloc, és considerada un estel Bw o estel amb línies febles d'heli, l'abundància superficial del qual d'aquest element és particularment baixa. En segon lloc, és un estel de mercuri-manganès; amb una temperatura efectiva de 14.400 K, és considerada freqüentment l'estel més calent dins d'aquesta classe.
OV Geminorum brilla amb una lluminositat 776 vegades major que la lluminositat solar i el seu radi és 4,2 vegades més gran que el del Sol. La seva velocitat de rotació és de 19,5 km/s, sent est un límit inferior, ja que la velocitat real depèn de la inclinació de l'eix de rotació respecte a nosaltres. Té una massa aproximadament 5 vegades major que la massa solar. Amb una variació en la seva lluentor de 0,01 magnituds, està classificada com un estel Variable SX Arietis, i estan tipificades per l'estel α Sculptoris.

## Referències

* ↑ Richard O. Gray «The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation» (en anglès). Astronomical Journal, 4-1994, pàg. 1556–1564. DOI: 10.1086/116967.
* 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: SIMBAD.
* 1 2 3 «Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1993, pàg. 335–355.
* ↑ Norberto Castro «The IACOB project. III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 19-12-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201628541.
* ↑ «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.
* 1 2 OV Geminorum (SIMBAD)
* 1 2 OV Gemiorum Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* ↑ «Fundamental parameters of He-weak and He-strong stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Serviceautor=Cidale, L. S.; Arias, M. L.; Torres, A. F.; Zorec, J.; Frémat, Y.; Cruzado, A.. pp. 263-272.
* 1 2 «Xenon in mercury-manganese stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Serviceautor=Dworetsky, M. M.; Persaud, J. L.; Patel, K.. pp. 1523-1529.
* 1 2 «On the relationship between the mercury-manganese stars and the metallic-lined stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Serviceautor=Adelman, Saul J.; Adelman, A. S.; Pintado, O. I.. pp. 267-273.
* ↑ Catalogue of Stellar Diameters (CADARS)
# Pi1 Pegasi

Pi¹ Pegasi (π¹ Pegasi / π¹ Peg / 27 Pegasi) és un estel de la constel·lació del Pegàs de magnitud aparent +5,60. Forma una doble òptica amb π² Pegasi, si bé els dos estels no estan gravitacionalment units. La distància real entre ells és de 31 anys llum (47.000 ua), però s'hi mouen a través de l'espai en direccions diferents i amb velocitats diferents, la qual cosa descarta que formen un veritable sistema binari.
Distant 283 anys llum del sistema solar, π¹ Pegasi és una gegant groga de tipus espectral G6III amb una temperatura efectiva de 4.790 K. Llueix amb una lluminositat 51 vegades major que la lluminositat solar i el seu radi és 10 vegades més gran que el del Sol. Rota lentament, sent la seva velocitat de rotació projectada de 6 km/s, la qual cosa dona lloc a un llarg període de rotació que pot ser de fins a 89 dies. El seu contingut metàl·lic és clarament inferior al solar; el seu índex de metal·licitat és [Fe/H] = -0,22.
Amb una massa gairebé doble de la del Sol, π¹ Pegasi és una de les moltes gegants visibles al cel nocturn en l'interior del qual té lloc la fusió nuclear de l'heli. Té una edat estimada de 1.300 milions d'anys. Prop d'ella s'hi poden observar quatre estels tènues la lluentor de les quals està compresa entre magnitud 10 i 12; no obstant això, cap d'elles està físicament lligada a Pi¹ Pegasi.

## Referències

* ↑ «High-resolution spectroscopic survey of 671 GK giants. I - Stellar atmosphere parameters and abundances» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 12-1990, pàg. 1075–1128. DOI: 10.1086/191527.
* 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 lithium abundances of a large sample of red giants» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 31-03-2014, pàg. 94. DOI: 10.1088/0004-637X/785/2/94.
* ↑ 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.
* ↑ 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.
* ↑ «27 Pegasi» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 31 desembre 2020].
* 1 2 3 «Pi Pegasi» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 31 desembre 2020].
* 1 2 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.