OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Einstein@Home

Einstein@Home és un projecte de computació distribuïda que utilitza la plataforma del Berkeley Open Infrastructure for Network Computing (BOINC). Aquest projecte cerca ones gravitacionals i púlsars desconeguts.
Einstein@Home va sortir de l'Any Internacional de la Física del 2005, i ha format part de l'Any Internacional d'Astronomia 2009. El projecte té com a objectiu la cerca ones gravitatòries provinents d'estrelles de neutrons utilitzant dades extretes del detector d'ones gravitatòries LIGO, situat a Itàlia per confirmar la teoria d'Albert Einstein, segons la qual l'univers està ple d'ones gravitatòries, produïdes pels moviments d'objectes molt pesants com forats negres i estrelles molt denses, que modifiquen l'espai i el temps.
També cerca ràdio púlsars en estrelles binàries, utilitzant dades de l'Observatori d'Areceibo, situat a Puerto Rico.

## Descobriments

L'11 de juliol de 2010 va ser descobert el primer Ràdio Púlsar. El nom d'aquest primer Púlsar descobert pel projecte Einstein@Home és PSR J2007+2722. Es tracta d'un Púlsar aïllat, a 17.000 anys llum de la Terra, segurament de tipus Disrupted Recycled Pulsar (DRP) i amb una freqüència de 40.8 Hz. És, per tant, el DRP més rapid descobert fins ara.
Els voluntaris els ordinadors dels quals van trobar el púlsar són Chris i Helen Colvin, d'Iowa, EUA i Daniel Gebhardt, de la Universitaet Mainz, de Mainz, Alemanya.

## Referències

* ↑ «Einstein S3 Analysis Summary» (en anglès). LSC. Arxivat de l'original el 27 d’abril 2011. [Consulta: 10 setembre 2010].
* ↑ «Einstein@Home» (en anglès). Arxivat de l'original el 9 de setembre 2010. [Consulta: 10 setembre 2010].
* ↑ Bruce Allen. «The Einstein@Home Arecibo Radio Pulsar search» (en anglès). LIGO Scientific Collaboration. [Consulta: 10 setembre 2010].
* ↑ B. Knispel, B. Allen et al. «Science/AAAS» (PDF) (en anglès). Science / AAAS. [Consulta: 10 setembre 2010].

## Enllaços externs

* Einstein@Home Web
* Einstein@home informació del projecte
* Einstein@home informació del projecte en xinès
* Berkeley Open Infrastructure for Network Computing (BOINC)
# Estrella T Tauri

Les estrelles T Tauri, o estels T Tauri, són un tipus d'estrelles variables irregulars anomenades a partir de l'objecte prototípic del grup, en aquest cas, l'estrella T Tauri. Són estrelles joves que no pertanyen encara a la seqüència principal. Es troben a prop de núvols moleculars i s'identifiquen per la seva variabilitat estel·lar i la presència de línies intenses en la seva cromosfera.
Les estrelles T Tauri són les estrelles visibles més joves; són del tipus espectral F, G, K i M, i amb una massa inferior a dues masses solars. Les seves temperatures superficials són similars a les de les estrelles de la seqüència principal de massa semblant, però la seva lluminositat és significativament més alta, ja que tenen un radi més gran.
Les seves temperatures centrals són probablement massa baixes per a iniciar reaccions de fusió de l'hidrogen. La seva font d'energia està basada en l'alliberament d'energia gravitacional a mesura que l'estrella es va contraient fins a esdevenir una estrella de la seqüència principal; i poden tardar a assolir aquest estat entre 10 i 100 milions d'anys. Les estrelles T Tauri tenen períodes de rotació curts, i són molt actives i variables; el període és d'uns dotze dies, molt inferior al del Sol, que n'és d'un mes.
Mostren emissions intenses i variables de raigs X i d'ones de ràdio, i moltes tenen vents solars molt forts. Els seus espectres presenten major abundància de liti que en el cas del Sol i d'altres estrelles de la seqüència principal, ja que aquest element químic es destrueix a temperatures superiors a 2.500.000 K.
Aproximadament la meitat de les estrelles T Tauri estudiades tenen discs circumestel·lars, anomenats en aquest cas discs protoplanetaris, ja que es tracta dels possibles progenitors de sistemes planetaris com el sistema solar. La majoria de les estrelles T Tauri es troben en sistemes binaris.
Uns objectes similars a les estrelles T Tauri però amb massa més gran, entre 2 i 8 masses solars, són les anomenades estrelles Herbig Ae/Be, que corresponen a estrelles de tipus espectral A i B, que encara no han entrat en la seqüència principal. No s'han observat objectes d'aquest tipus amb massa superior a 8 masses solars, ja que evolucionen molt ràpidament: quan són visibles ja es produeix la fusió de l'hidrogen dins el nucli i són, per tant, estrelles de la seqüència principal.
Exemple: AA Tauri és un estel que s'hi troba en la constel·lació del Taure a uns 450 anys llum de distància del Sistema Solar.

## Enllaços externs

* L'univers infraroig Arxivat 2007-07-14 a Wayback Machine. (castellà).
# Estrella de Teegarden

L'Estrella de Teegarden, també coneguda com a SO025300.5+165258, és una estrella de la constel·lació d'Àries descoberta el 2003 es caracteritza per tenir un moviment propi molt elevat (5,06±0,03 segons d'arc/any). Només es coneixen set estrelles amb un moviment propi tan elevat.
Sembla ser una nana vermella, una classe d'estrelles de baixa temperatura i baix esclat. Això podria explicar perquè no havia estat descoberta abans, per mor de tenir només una magnitud aparent de 15,4 (i una magnitud absoluta de 17,47). La paral·laxi va ser mesurada, en un principi, com a 0,43±0,13 segons d'arc.
La paral·laxi va ser mesurada, en un principi, com a 0,43±0,13 segons d'arc. Això posava aquest estel a 7,50 anys llum, la qual cosa feia de l'estrella de Teergarden la tercera estrella en distància des del Sol, posavant-la per tant entre l'estrella de Barnard i Wolf 359.
Es creu que hi podria haver altres nanes vermelles febles i fàcils de veure que es podrien trobar en els 20 anys-llum més pròxims, com mostren els informes sobre la població estel·lar, la seva quantitat és molt més baixa que allò que es podria esperar.

## Referències

* ↑ Jonathan Gagné «BANYAN. VII. A new population of young substellar candidate members of nearby moving groups from the BASS survey». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 21-08-2015, pàg. 33. DOI: 10.1088/0067-0049/219/2/33.
* ↑ Kevin Covey «Discovery of a New Nearby Star» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 21-04-2003, pàg. 51–53. DOI: 10.1086/375803.
* 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.
* 1 2 3 Lev Tal-Or «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs». Astronomy and Astrophysics, 7-2019, pàg. A49. DOI: 10.1051/0004-6361/201935460.
* 1 2 URL de la referència: http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2360H.
* ↑ Suvrath Mahadevan «A near-infrared spectroscopic survey of 886 nearby M dwarfs» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 21-09-2015, pàg. 16. DOI: 10.1088/0067-0049/220/1/16.
* ↑ M. Lampón «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. High-resolution optical and near-infrared spectroscopy of 324 survey stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2018, pàg. 49–49. DOI: 10.1051/0004-6361/201732054.
* ↑ Tabetha S. Boyajian «How to constrain your M dwarf: measuring effective temperature, bolometric luminosity, mass, and radius» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 04-05-2015, pàg. 64. DOI: 10.1088/0004-637X/804/1/64.

## Enllaços externs

* Les estrelles properes(català)
* Teegarden's star(anglès)
* David's Astronomy Pages (Projects). Estrelles properes(anglès)
# Eta de l'Àguila

Eta de l'Àguila (η Aquilae) és una estrella de la constel·lació de l'Àguila. És també part de la constel·lació antiga Antinous. Aquesta estrella també porta el nom hebreu, poc usat, de Bezek o Bazak, que significa «llamp». És una cefeida variable que varia de la magnitud aparent 3,6 a la de 4,4, amb un període de 7,176641 dies. Amb Delta de Cefeu, Zeta dels Bessons i Beta de l'Orada, és una de les cefeides més notables que es poden veure a ull nu; això és, totes aquestes estrelles i la variació del seu esclat pot ser distingit per l'ull nu. Algunes altres cefeides com l'Estrela polar són brillants però només tenen una petita variació del seu resplendor. És a uns 1.200 anys llum de la Terra. És una supergeganta groga-blanca, i és unes 3.000 vegades més lluminosa que el Sol, amb un diàmetre d'unes 60 vegades el Sol.

## Referències

* ↑ Howard E. Bond «Binary Cepheids: separations and mass ratios in 5 M_{sun}_binaries» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 11-09-2013, pàg. 93. DOI: 10.1088/0004-6256/146/4/93.
* 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 «Barium abundances in Cepheids» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2013, pàg. 3252–3261. DOI: 10.1093/MNRAS/STS270.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
# Eta del Cranc

Eta del Cranc (η Cancri) és un estel a la constel·lació del Cranc (Càncer) de magnitud aparent +5,34. No té nom propi habitual, però amb Asellus Borealis (γ Cancri), Asellus Australis (δ Cancri), ε Cancri i θ Cancri, es creu que formava l'estació lunar persa de Avra‑k, «el núvol», així com la copta Ermelia, «criança».
Eta Cancri és una gegant taronja de tipus espectral K3III amb una temperatura efectiva de 4.345 - 44.50 K, xifra que varia segons la font consultada. La seva lluminositat és 98 vegades major que la del Sol, cosa que suposa el doble de lluminositat que Pòl·lux (β Geminorum) —la gegant taronja més propera a nosaltres— però només 1/5 part de la d'Altarf (β Cancri), l'estel més brillant de Càncer.
Eta Cancri té una metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— comparable a la del Sol ([Fe/H] = +0,07). Quant a la resta dels elements avaluats, el bari presenta una abundància més baixa que la solar ([Ba/H] = -0,29), mentre que cobalt i manganès són notablement més abundants ([Mn/H] = +0,38).
Eta Cancri té un radi 17 vegades més gran que el del Sol, cosa que equival a 0,08 ua. Gira lentament sobre si mateixa, amb una velocitat de rotació projectada de 2,9 km/s. Encara que és difícil determinar la seva massa amb exactitud, aquesta s'estima entre 1,3 i 1,6 masses solars. S'hi troba a 298 anys llum del sistema solar.

## Referències

* 1 2 «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 12-2001, pàg. 3466–3471. DOI: 10.1086/323920.
* ↑ «Eta Cancri - Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 31 desembre 2020].
* ↑ Allen, Richard Hinckley. «Cancer». A: Courier Dover Publications. Star Names — Their Lore and Meaning (en anglès), 1889, p. 563. ISBN 0-486-21079-0.
* 1 2 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, 135, 1, 2008. pp. 209-231.
* 1 2 S. Hekker, I. A. G. Snellen, C. Aerts, A. Quirrenbach, S. Reffert & D. S. Mitchell «Precise radial velocities of giant stars - IV. A correlation between surface gravity and radial velocity variation and a statistical investigation of companion properties». Astronomy and Astrophysics, 480, 1, 2008. pp. 215-222.
* 1 2 Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike «Giants in the Local Region». The Astronomical Journal, 133, 6, 2007. pp. 2464-2486.
# Eta del Telescopi

Eta del Telescopi (η Telescopii) és un sistema binari compost per un estel blanc de la seqüència principal i una nana marró. Situat en constel·lació del Telescopi, es troba a 155 anys llum de distància del Sistema Solar. Forma part de l'Associació estel·lar de Beta Pictoris.
L'estel blanc, de magnitud aparent +5,03, té tipus espectral A0Vn i una temperatura de 9207 K. És un estel jove amb una edat estimada entre 12 i 30 milions d'anys, la lluminositat dels qual és 22 vegades major que la del Sol. Com correspon a un estel de les seves característiques, és més massiva que el Sol, amb una massa de 2,9 masses solars. La seva metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— és superior a la del Sol en un 15 %.
Visualment a 4,17 ± 0,05 segons d'arc, es localitza el seu acompanyant (HD 181296 B), una nana marró de tipus M7/M8 la temperatura efectiva de la qual és de 2600 ± 200 K. Fins al moment no s'ha observat cap moviment orbital, sent la separació entre tots dos objectes d'almenys 198 UA.

## Referències

* ↑ Alycia J. Weinberger «A candidate substellar companion to HR 7329» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1, 2000, pàg. 390–395. DOI: 10.1086/309437.
* ↑ «Young Stars Near the Sun» (en anglès). Anual Review of Astronomy and Astrophysics, 1, 22-09-2004, pàg. 685-721. DOI: 10.1146/ANNUREV.ASTRO.42.053102.134111.
* ↑ Michael W. McElwain «Characterization of Dusty Debris Disks: The IRAS and Hipparcos Catalogs» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 10-05-2007, pàg. 1556-1571. DOI: 10.1086/509912.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 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.
* ↑ Eta Telescopii (SIMBAD)
* 1 2 Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 297-305.
* ↑ Geißler, K.; Chauvin, G.; Sterzik, M. F. «Mid-infrared imaging of brown dwarfs in binary systems». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 193-198.
* 1 2 Wyatt, M. C.; Smith, R.; Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Greaves, J. S.; Beichman, C. A.; Bryden, G. «Steady State Evolution of Debris Disks around A Stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 365-382.
* ↑ Lowrance, Patrick J.; Schneider, Glenn; Kirkpatrick, J. Davy; Becklin, E. E.; Weinberger, Alycia J.; Zuckerman, B.; Plait, Phil; Malmuth, Eliot M.; Heap, Sara R.; Schultz, A.; Smith, Bradford A.; Terrile, Richard J.; Hines, Dean C. «A Candidate Substellar Companion to HR 7329». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 390-395.
# Fi d'Aquari

Fi d'Aquari (φ Aquarii) és una estrella de la constel·lació d'Aquarius. És una gegant vermella del tipus M de la magnitud aparent +4,22. Està aproximadament a 222 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.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ 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 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.
* ↑ Dimitri Pourbaix «Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants'. I. Data, orbits, and intrinsic variations» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 18-02-2009, pàg. 627–640. DOI: 10.1051/0004-6361/200810698.
# GR de la Verge

GR de la Verge (GR Virginis) és un estel variable a la constel·lació de la Verge, Virgo, situat a 1,25º de Mi de la Verge (μ Virginis), gairebé en el límit amb Balança. Va ser descoberta per Strohmeier et al. el 1965 i independentment per Harris el 1979. S'hi troba a 173 anys llum de distància del sistema solar.
GR de la Verge és una binària de contacte, és a dir, els seus components estan tan a prop entre si que existeix transferència de massa i comparteixen les capes exteriors («binària de sobrecontacte»). GR Virginis té a més un alt grau de sobrecontacte (78,6 %). És una binària eclipsant del tipus W Ursae Majoris, oscil·lant la seva lluentor entre magnitud +7,80 i +8,25 en un període de 0,4198 dies. Dins d'aquesta classe de variables trobem al subtipus-A. El seu període disminueix a raó de a raó de 4,32 × 10$^{−7}$ dies per any. Aquesta disminució farà que els lòbuls de Roche crítics interiors i exteriors es vagen reduint, fent que la capa exterior compartida siga cada vegada més profunda, per finalment formar un únic estel amb una gran velocitat de rotació.
El tipus espectral de GR de la Verge és G0V. És una de les variables W Ursae Majoris on la relació entre les masses d'ambdós components és menor (q = 0,122). Les masses respectives són 1,36 i 0,17 vegades la massa solar i els radis 1,42 i 0,61 vegades el radi solar.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, Vol. 5. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1999.
* 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.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ 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.
* ↑ «Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 2-2005, pàg. 497–517. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2005.08609.X.
* ↑ «GR Virginis» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 18 maig 2021].
* ↑ «GR Virginis» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 18 maig 2021].
* 1 2 Qiang, S-B & Yang, Y-G. «GR Virginis: A Deep Overcontact Binary». The Astronomical Journal. pp. 2430–2434.
* ↑ GR Virginis (The Bright Star Catalogue)

## Vegeu també

* Llista d'estrelles de la Verge
# Meylan

Meylan és un municipi francès del departament de la Isèra i la regió d'Alvèrnia-Roine-Alps.

## Referències

* ↑ INSEE commune file
* ↑ Unité urbaine 2020 de Grenoble (38701), INSEE
# Liubov Zadorójnaia

Liubov Vassílievna Zadorójnaia (en rus: Любовь Васильевна Задорожная) o de soltera Liubov Riàbtxenko (en rus: Любовь Рябченко) (3 de novembre de 1942) va ser una ciclista soviètica d'origen ucraïnès. Va guanyar dues medalles als Campionats del Món en ruta de 1967 i 1972, i dues als Campionats del món en Persecució de 1963 i 1972.

## Enllaços externs

* Fitxa a sitiodeciclismo.net
* Fitxa a cyclebase.nl
# 496 aC

El 496 aC va ser un any del calendari romà pre-julià. A l'Imperi Romà es coneixia com l'any del consolat de Tricost i Regil·lensis (o també any 258 ab urbe condita). La denominació 496 aC per a aquest any s'ha emprat des de l'edat mitjana, quan el calendari Anno Domini va ser el mètode prevalent a Europa per a anomenar els anys.

## Esdeveniments
### Grècia

* Xipre expulsa els perses i s'uneixen a la Revolta Jònica.
* Hiparc, de la família dels pisistràtides, proper al tirà Hípies i capdavanter dels partidaris de la tirania, és elegit arcont d'Atenes.

### República Romana

* Tit Virgini Tricost Celiomontà i Aulus Postumi Albus Regil·lense són elegits cònsols a Roma. Postumi Albus Regil·lensis va dimitir del seu càrrec perquè sospitava de Celiomontà.
* L'antic rei etrusc de Roma, Tarquini el Superb, exiliat pels romans l'any 508 aC, i el seu aliat Porsenna, són derrotats per la nova República Romana en la batalla del Llac Regillus. Aquesta batalla s'ha situat també als anys 509 aC 499 aC, i al 496 aC, entre d'altres.
* Els romans van adoptar el culte a Ceres aquell any, durant una terrible fam, a proposta del cònsol Aulus Postumi. Els llibres sibil·lins van aconsellar l'adopció d'aquest culte a imatge de Demèter, al costat de Core (Persèfone) i Iacus (possiblement Dionís).

## Naixements

* Sòfocles, dramaturg grec (mort en el 406 aC).

## Necrològiques

* Sunzi, filòsof militar xinès i autor de l'Art de la guerra (nascut en el 544 aC).

## Referències

* ↑ Funegan, Jack (et al.). Chronos, kairos, Christos : nativity and chronological studies. Winona Lake [IN]: Eisenbrauns, 1989, p. 115. ISBN 9780931464508.
* ↑ Heròdot. Històries, V, 104
* ↑ Heròdot. Històries, V, 55
* ↑ Titus Livi. Ab Urbe Condita, II, 21
* ↑ Smith, William (ed.). «Regillus Lacus». Dictionary of Greek and Roman Geography (1854). [Consulta: 13 gener 2024].
* ↑ Cornell, T. J. The beginnings of Rome: Italy and Rome from the bronze age to the Punic wars (c. 1000-264 BC). Londres: The beginnings of Rome : Italy and Rome from the bronze age to the Punic wars (c. 1000-264 BC), 2003, p. 216. ISBN 9780415015950.
* ↑ Grant, Michael. History of Rome. Londres: Faber, 1993, p. 37. ISBN 9780571114610.
* ↑ Tàcit. Annals, II, 49
* ↑ Sommerstein, Alan H. Greek drama and dramatists. Londres: Rouletge, 2002, p. 41. ISBN 9780415260275.
* ↑ Mcneilly, Mark. Sun Tzu and the Art of Modern Warfare. Oxford: Oxford University Press, 2002, p. 301. ISBN 9780195133400.
# Oxygonum

Oxygonum és un gènere de plantes angiospermes de la família de les poligonàcies (Polygonaceae). Són plantes natives d'Àfrica i de la península Aràbiga.

## Taxonomia

Aquest gènere va ser publicat per primer cop l'any 1819 a l'obra Monographie des Rumex, précédée de quelques vues générales sur la famille des Poligonnées del botànic català Francesc Campderà i Camin (1793-1862), tot atribuint el nom al naturalista anglès William John Burchell (1781-1863).

### Espècies

Dins del gènere Oxygonum es reconeixen les 37 espècies següents:
* Oxygonum acetosella Welw.
* Oxygonum alatum Burch.
* Oxygonum altissimum Germish.
* Oxygonum annuum S.Ortiz & Paiva
* Oxygonum atriplicifolium (Meisn.) Martelli
* Oxygonum auriculatum R.A.Graham
* Oxygonum buchananii (Dammer) J.B.Gillett
* Oxygonum carnosum R.A.Graham
* Oxygonum delagoense Kuntze
* Oxygonum dregeanum Meisn.
* Oxygonum ellipticum R.A.Graham
* Oxygonum fruticosum Dammer ex Milne-Redh.
* Oxygonum gramineum R.A.Graham
* Oxygonum hastatum S.Ortiz
* Oxygonum hirtum Peter
* Oxygonum leptopus Mildbr.
* Oxygonum limbatum R.A.Graham
* Oxygonum lineare De Wild.
* Oxygonum litorale R.A.Graham
* Oxygonum lobatum R.A.Graham
* Oxygonum maculatum R.A.Graham
* Oxygonum magdalenae Dammer ex Peter
* Oxygonum ovalifolium Robyns & E.Petit
* Oxygonum overlaetii Robyns
* Oxygonum pachybasis Milne-Redh.
* Oxygonum pterocarpum Osborne & Vollesen
* Oxygonum quarrei De Wild.
* Oxygonum robustum Germish.
* Oxygonum sagittatum R.A.Graham
* Oxygonum salicifolium Dammer
* Oxygonum schliebenii Mildbr.
* Oxygonum sinuatum (Hochst. & Steud. ex Meisn.) Dammer
* Oxygonum stuhlmannii Dammer
* Oxygonum subfastigiatum R.A.Graham
* Oxygonum tenerum Milne-Redh.
* Oxygonum thulinianum S.Ortiz
* Oxygonum wittei Staner

## Referències

* 1 2 «Oxygonum Burch. ex Campd.» (en anglès). Plants of the World Online. Royal Botanic Gardens. Kew. [Consulta: 2 novembre 2024].
* ↑ «Oxygonum Burch. ex Campd.» (en anglès). International Plant Names Index, The Royal Botanic Gardens, Kew, Harvard University Herbaria & Libraries and Australian National Botanic Gardens. [Consulta: 2 novembre 2024].
* ↑ Campderà, 1819, p. 18.

## Bibliografia

* Campderà i Camin, Francesc. Monographie des Rumex, précédée de quelques vues générales sur la famille des polygonées (en francès). París: Treuttel et Würtz, 1819.