OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# WW de la Guineueta

WW de la Guineueta (WW Vulpeculae) és una estrella variable a la constel·lació de la Guineueta de magnitud aparent +10,51. La distància a la que es troba no es coneix amb exactitud, s'estima que deu ser entre 1800 i 2200 anys llum.
WW Vulpeculae és una estrella Herbig Ae de tipus espectral A3e. Aquestes estrelles encara no han entrat a la seqüència principal i estan en fase de creixement, incorporant material de l'exterior. Són estrelles molt jóvens; WW Vulpeculae té una edat aproximada de 3,7 milions d'anys. Amb una temperatura de 8970 K, posseeix una massa 2,5 cops major que la del Sol i és 50 vegades més lluminosa que aquest. Gira sobre si mateixa ràpidament amb una velocitat de rotació de 220 km/s com a mínim. La seua metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— és notablement superior a la solar, aproximadament unes tres voltes major. Igual que altres estrelles similars, WW Vulpeculae està rodejada per un disc circumestel·lar, amb una massa que s'estima en 0,0362 masses solars.
WW Vulpeculae és una estrella variable de variacions ràpides. Les variacions en la seua espectro són produïdes fonamentalment per vent estel·lar anisotròpic, amb una alta velocitat que es genera a la regió interior del disc d'acreixement.

## Referències

* ↑ Manoj Puravankara «Evolution of emission-line activity in intermediate-mass young stars» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1, 12-2006, pàg. 657–674. DOI: 10.1086/508764.
* 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 WW Vulpeculae - Variable Star with rapid variations (SIMBAD)
* 1 2 Alonso-Albi, T.; Fuente, A.; Bachiller, R.; Neri, R.; Planesas, P.; Testi, L.; Berné, O.; Joblin, C. «Circumstellar disks around Herbig Be stars». Astronomy and Astrophysics, 497, 2009. pp. 117-136.
* 1 2 Montesinos, B.; Eiroa, C.; Mora, A.; Merín, B. «Parameters of Herbig Ae/Be and Vega-type stars». Astronomy and Astrophysics, 495, 2009. pp. 901-917.
* ↑ Kozlova, O. V.; Shakhovskoi, D. N.; Rostopchina, A. N.; Alekseev, I. Yu. «Structure of the inner regions of the circumstellar gas envelopes of young hot stars. I. The isolated Ae Herbig star WW Vul». Astrophysics, 49, 2006. pp. 151-163.
# Setge de Chencang

El Setge de Chencang va ser el setge de la fortalesa a Chencang de Cao Wei per part de les forces de Shu Han des del desembre del 228 fins a la primavera del 229 durant les Expedicions del Nord de Zhuge Liang en el període dels Tres Regnes de la Xina. Cao Wei emergí victorioses front Shu Han.

## Rerefons

Després que Wu Oriental va derrotar a Wei a la batalla de Shiting, Wei reforçà l'est transferint tropes des de l'oest. A causa de la transferència de tropes, Zhuge va atacar Chencang. Hao Zhao se li va dir de fer preparatius de defensa després de la primera expedició de Zhuge Liang pel temor a una segona expedició.

## Setge

En l'hivern, Zhuge Liang va marxar pel Pas San una altra vegada i va envoltar Chencang. Zhuge Liang va portar amb si mateix una sèrie d'equipament de setge, incloent escales, ariets i torres d'arquers, així i tot la defensa de Chencang no podia ser trencada i els soldats Wei sempre resistien de forma tenaç amb diversos artefactes incendiaris. Cao Zhen es va oposar a ell i Zhuge Liang es va retirar després que les provisions s'havien esgotat. Zhang He va arribar amb les forces de socors, i amb els subministraments d'aliments després de tres setmanes. Amb poc gra disponible, Zhuge ordenà la retirada a Hanzhong. Wang Shuang, un dels subordinats de Zhang He, va dirigir la seva cavalleria per perseguir a Shu en Qinling i va morir en una emboscada orquestrada per Zhuge.
En el 229, Zhuge Liang va manar a Chen Shi a assetjar Wudu i Yinping. Guo Huai, preveia dirigir als seus homes per atacar Chen Shi però Zhuge Liang personalment avançà cap a Jianwei. Guo Huai es va retirar i les dos comandàncies foren pacificades.

## Fonts

* 1 2 3 Biografia Sanguozhi de Zhuge Liang (anglès)
# Tadrart Roig

El Tadrart Roig (significa "Muntanya Vermella"), Tadrart del Sud, Tadrart algerià o Tadrart Meridional és una cadena muntanyenca del sud-est d'Algèria que forma part del Sàhara algerià. La zona té una rica varietat d'art rupestre.

## Geografia

El Tadrart Roig té uns 15-30 km de llarg i 150 km al llarg de la prolongació sud del Tadrart Acacus libi a Algèria, que s'estén fins a la frontera de Níger. Es compon principalment de gres; enllaça amb el Tassili n'Ajjer pel nord-oest i amb el Djado pel sud-est. La serra està trencada per un drenatge fossilitzat orientat d'oest a est per unes profundes gorges. Al uadi Djaren la desembocadura a l'erg de Tin Merzuga és la més important. La serra té l'elevació màxima a 1.340 m a l'extrem sud, a uns 160 km al sud-est de Djanet.
L'erosió ha format un gran nombre d'arcs naturals. La zona és molt coneguda pels espectaculars camps de dunes d'arena de color roig ataronjat, que contrasten amb les formacions rocoses irregulars de color roig fosc de la serralada.
* Paisatges del Tadrart Roig
* Pendents orientals amb les dunes característiques
* Moul n'Aga
* Finestres naturals en la formació rocosa La Catedral

## Paleoclima

El Tadrart Roig és hui un lloc sec i dur sense a penes pluja. Però durant el període humit africà plovia en aquesta zona i estava coberta per una vegetació de sabana molt escaient per a la vida humana i animal.

## Art rupestre

El Tadrart Roig té un magnífic art rupestre saharià que abasta un llarg període cronològic des del neolític primerenc fins a èpoques recents. A les parets i refugis rocosos del uadi hi ha distribuïdes moltes pintures rupestres i gravats que documenten el canvi de clima de l'àrea, des d'una sabana de fa 10.000 anys a un desert de fa 5.000 anys.
L'art rupestre canvià amb el temps: de fauna salvatge amb elefants, rinoceronts, girafes, antílops i bòvids lliures, a animals domesticats com ara bòvids, ovelles, cabres, cavalls i camells.
* Art rupestre del Tadrart Roig
* Girafa pintada amb ocels vermells
* Ramat d'elefants
* Caçador amb girafes; i inscripcions en tifinag i en àrab
* Persones amb pals
* Bestiar amb una dona
* Fauna salvatge
* Bestiar i escenes pastorals
* Petjades animals
* Bestiar

## Referències

* ↑ Malika Hachid, Le Tassili des Ajjers. Aux sources de l'Afrique, 50 siècles avant les pyramides, 1998, ISBN 2-84272-052-0, p. 35.
* ↑ Léone Allard-Huard, Nil-Sahara. Dialogues rupestres. Dialogs of the Rocks, pàgs. 225–239.
* ↑ Natural arches of Tassili National Park.
* ↑ La Tadrart Rouge, Djanet.
* ↑ Circuit n°1: La Tadrart Rouge.
* ↑ Stefan Kröpelin et al., Climate driven ecosystem succession in the Sahara: The past 6000 years. Science 2008, 320, pàgs. 765–768.
# Petit Núvol de Magalhães

El petit Núvol de Magalhães (Small Magellanic Cloud o SMC, en anglès) és una galàxia nana que sembla orbitar voltant la Via Làctia. Observada des dels temps prehistòrics pels habitants de l'hemisferi sud, sembla haver estat esmentada per primera vegada pel navegant Amerigo Vespucci en el relat del seu viatge dels anys 1503-1504, però fou el trajecte voltant el món de Fernão de Magalhães que, juntament amb el més gran, els popularitzà i que els donà nom.
Situat a una distància de devers 210.000 anys llum, és un dels veïns més pròxims de la Via Làctia. Amb una magnitud aparent de 2,7, és també un dels objectes més allunyats que es pot veure a l'ull nu. Amb una declinació d'aproximadament −72°, és visible còmodament des de l'hemisferi sud. Situat a la constel·lació del Tucà apareix com una petita taca borrosa lletosa de devers 3º de llarg. Malgrat tot, a causa de la seva feble brillantor superficial, és més fàcil de veure des d'un lloc ombrívol, lluny dels llums de la ciutat.
Forma parella amb el Gran Núvol de Magalhães, situat 20º més a l'est. Com aquest és aparentment una antiga galàxia espiral barrada que ha estat deformada per les forces de marea de la Via Làctia. El Petit Núvol de Magalhães és també un membre del Grup local, el 4t objecte més pròxim de la nostra galàxia.
El Petit Núvol de Magalhães està unit al Gran Núvol per una estructura de gas i d'estrelles anomenat el Pont Magallànic. Contribueix també al Corrent Magallànic, una estructura visiblement arrencada als dos núvols per les forces de marea de la Via Làctia.
Curiosament, ha estat relacionat en el New General Catalogue amb el nombre NGC 292 mentre que el Gran Núvol no hi és.

## Referències

* 1 2 «The observed properties of dwarf galaxies in and around the Local Group» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 05-06-2012, pàg. 4. DOI: 10.1088/0004-6256/144/1/4.
* ↑ «The Local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies». Astronomical Journal, 2017, pàg. 6–6. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/6.
* ↑ «HI observations of galaxies in a catalog of nearby galaxies. II. The motion of the sun and the galaxy and the velocity dispersion of 'field' galaxies» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1987, pàg. 33–40.
* 1 2 Roeland van der Marel «Third-epoch Magellanic cloud proper motions. I. Hubble space Telescope/WFC3 data and orbit implications» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 04-02-2013, pàg. 161. DOI: 10.1088/0004-637X/764/2/161.
* ↑ R. Brent Tully «Cosmicflows-3» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 03-08-2016, pàg. 50. DOI: 10.3847/0004-6256/152/2/50.
* 1 2 Laurent Cambrésy «HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 25-11-2003, pàg. 45–55. DOI: 10.1051/0004-6361:20031411.
* ↑ «Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 15-11-2012, pàg. 183. DOI: 10.1088/0004-6256/144/6/183.

## Enllaços externs

* APOD. «The Small Cloud of Magellan» (en anglès). [Consulta: 9 novembre 2018].
# Pi de la Corona Boreal

Pi de la Corona Boreal (π Coronae Borealis) és un estel en la constel·lació de la Corona Boreal de magnitud aparent +5,58. Es troba a 243 anys llum del Sistema Solar.

## Característiques

Pi Coronae Borealis és un gegant groc-ataronjada de tipus espectral G9III. Té una temperatura efectiva de 4667 K i una lluminositat 39 vegades superior a la lluminositat solar. Les seves característiques són semblades a les d'Altais (δ Draconis), ι Geminorum o β Leonis Minoris, tots ells gegants G9.
Pi Coronae Borealis exhibeix una metal·licitat més baixa que la del Sol ([Fe/H] = -0,15). Quant a la seva grandària, el seu diàmetre —calculat a partir de models teòrics— és 10 vegades més gran que el del Sol; d'altra banda, en considerar la mesura indirecta del seu diàmetre angular en banda J, 1,08 mil·lisegons d'arc, s'obté una grandària lleugerament inferior de 9 diàmetres solars. Gira sobre si mateix amb una velocitat de rotació projectada de 3,5 km/s. Té una edat estimada de 4990 ± 2710 milions d'anys i, com la major part dels estels del nostre entorn, és un estel del disc fi.

## Referències

* 1 2 «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 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.
* 1 2 9 CrB -- Star (SIMBAD)
* ↑ Pi Coronae Borealis Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 3 4 Massarotti, Alessandro; Latham, David W.; Stefanik, Robert P.; Fogel, Jeffrey «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity». The Astronomical Journal. pp. 209-231.
* ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». Astronomy and Astrophysics. pp. 773-777.
* ↑ 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. pp. 91-101.
# Psi del Serpentari

Psi del Serpentari (ψ Ophiuchi) és un estel a la constel·lació del Serpentari, de magnitud aparent +4,49. Es localitza a 1,5º de l'eclíptica, la línia aparent traçada pel Sol en el firmament a mesura que la Terra es mou al voltant d'ell.
Psi del Serpentari és una gegant taronja de tipus espectral K0III amb una temperatura entre 4.775 i 4.840 K. Té un radi 12 vegades més gran que el radi solar, sent 66 voltes més lluminosa que el Sol. És un estel no gaire diferent a Cebalrai (β Ophiuchi) o κ Ophiuchi, en aquesta mateixa constel·lació. Gira lentament sobre si mateixa, amb una velocitat de rotació projectada de 1,72 km/s. La seua metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— és menor que la solar en un 22%; per contra, la relació entre els continguts de bari i ferro és notablement superior a la del Sol ([Ba/Fe] = +0,24). La seva massa s'estima entre 1,94 i 2,35 masses solars i té una edat aproximada de 776 milions d'anys. S'hi troba a 178 anys llum del sistema solar.

## 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 «Lithium in red giant stars: Constraining non-standard mixing with large surveys in the Gaia era». Astronomy and Astrophysics, 1-2020. DOI: 10.1051/0004-6361/201936360.
* ↑ 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.
* ↑ Afirmat a: Gaia DR3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 13 juny 2022.
* ↑ «Parameters and abundances in luminous stars» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 02-05-2014, pàg. 137. DOI: 10.1088/0004-6256/147/6/137.
* ↑ Psi Ophiuchi - Star (SIMBAD)
* 1 2 Hekker, S.; Meléndez, J. «Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters». Astronomy and Astrophysics, 475, 3, 2007. pp. 1003-1009.
* 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.
* 1 2 Liu, Y. J.; Zhao, G.; Shi, J. R.; Pietrzyński, G.; Gieren, W. «The abundances of nearby red clump giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 382, 2, 2007. pp. 553-566 (Taula consultada en CDS).
* ↑ Psi Ophiuchi (Catalogue of Stellar Diameters, CADARS)
# R del Rellotge

R del Rellotge (R Horologii) és un estel variable en la constel·lació del Rellotge. Quan aconsegueix la seva lluentor màxima —magnitud aparent +4,7— és el segon estel més brillant de la seva constel·lació després d'α Horologii. S'hi troba a uns 1000 anys llum de distància del Sistema Solar.
R Horologii és una geganta vermella de tipus espectral M7 IIIe. És una variable Mira la lluentor de la qual oscil·la entre magnitud +4,7 i +14,3, i és una de les variables d'aquest tipus més brillants de l'hemisferi sud. El seu període, de 407,6 dies, sembla haver augmentat amb el temps, ja que anteriorment era de 401,5 dies. Les variables Mira, anomenades així per l'estel Mira (ο Ceti), són estels en els últims estadis de la seva evolució la inestabilitat de la qual prové de pulsacions en la seva superfície que provoquen canvis en el seu color i lluentor. En un futur no gaire llunyà R Horologii expulsarà definitivament les seves capes exteriors i formarà una nebulosa planetària, quedant com a romanent estel·lar una nana blanca al seu centre.
Igual que altres variables Mira com L2 Puppis, S Orionis o U Orionis, R Horologii mostra emissió màser de monòxid de silici.

## Referències

* ↑ «Catalogue of spectra of Mira variables of types Me and Se». The Astrophysical Journal Supplement Series, 6-1966, pàg. 333–378. DOI: 10.1086/190139.
* 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. 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.
* ↑ R Horologii (SIMBAD)
* 1 2 3 R Horologii Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
# Rho de l'Àguila

Rho de l'Àguila (ρ Aquilae) és una estrella de la constel·lació del Dofí. Havia estat, com indica el seu nom de la constel·lació de l'Àguila quan va rebre la designació de Bayer, però degut al seu moviment propi, el 1992 va passar al Dofí. És una estrella nana blanca de la seqüència principal del tipus A amb una magnitud aparent de +4,94. Està aproximadament a 154 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ Richard O. Gray «The early A type stars: refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation». The Astrophysical Journal Supplement Series, 12-1987, pàg. 581. DOI: 10.1086/191237.
* 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.
* ↑ «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.
* 1 2 «Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE and CORALIE» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2003, pàg. 1121–1135. DOI: 10.1051/0004-6361:20021711.
# Ross 248

Ross 248 és una estrella nana vermella situada aproximadament a 3,2 parsecs, és a dir, a 10,33 anys llum del sistema solar, i per tant, de la Terra. Aquesta estrella és fulgurant, per la qual cosa ocasionalment augmenta la seva lluminositat. El seu veí és l'estrella múltiple Gl 15 (GX i GQ Andromedae), sols a 0,47 pc, o, cosa que és el mateix, 1,54 anys-llum.
La sonda espacial Voyager 2 està viatjant en un camí dirigit poc més o menys en la direcció de Ross 248. En uns 40.000 anys aproximadament la sonda podria passar molt a prop d'aquesta estrella, a una distància de ~1,7 anys llum.

## Distància del Sol

Les components de la velocitat espacial d'aquesta estrella al sistema de coordenades galàctiques són [U, V, W] = [−329±07, −743±13, 00±14] km/s. La trajectòria de Ross 248 l'acostarà al Sistema Solar. El 1993, Matthews va projectar que en uns 33.000 anys entraria en un període d'uns 9.000 anys com a estrella més propera al Sol, tan a prop com 3.024 anys llum (0.927 parsecs) en 36.000 anys.
Qualsevol nau espacial futura que s'escapés del Sistema Solar amb una velocitat de 25,4 km/s arribaria a aquesta estrella d'aquí a 37.000 anys, quan l'estrella acabés de passar la seva aproximació més propera. En comparació, el Voyager 1 té una velocitat d'escapament de 16,6 km/s.
Els veïns estel·lars més propers a Ross 248 són Groombridge 34, a 1,8 anys llum de distància, i Kruger 60, a 4,5 anys llum.

## Referències

* ↑ Alexis Klutsch «CARMENES input catalogue of M dwarfs. I. Low-resolution spectroscopy with CAFOS» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 5-2015, pàg. 128–128. DOI: 10.1051/0004-6361/201525803.
* 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.
* 1 2 3 4 5 6 7 Evangelos Nagel «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Photospheric parameters of target stars from high-resolution spectroscopy. II. Simultaneous multiwavelength range modeling of activity insensitive lines». Astronomy and Astrophysics, 7-2019, pàg. 15. DOI: 10.1051/0004-6361/201935679.
* ↑ Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ 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.
* ↑ Leggett, S. K. «Infrared colors of low-mass stars». Astrophysical Journal Supplement Series, 82, 1, 9-1992, pàg. 351–394. Bibcode: 1992ApJS...82..351L. DOI: 10.1086/191720.
* ↑ Matthews, R. A. J. «The Close Approach of Stars in the Solar Neighborhood». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 35, 1, Spring 1994, pàg. 1. Bibcode: 1994QJRAS..35....1M.
* ↑ West, F. R. «A Suggested Future Space Mission to the Low-Luminosity Star Ross 248=Gliese 905». Bulletin of the American Astronomical Society, 17, 3-1985, pàg. 552. Bibcode: 1985BAAS...17..552W.
* ↑ «Ross 248». Sol Station. [Consulta: 3 febrer 2022].

## Vegeu també

* Llista d'estels més propers
* Frank Elmore Ross

## Enllaços externs

* (català) Les estrelles més properes
* (anglès) SolStation.com: Ross 248