OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# HD 100623

HD 100623 (HR 4458 / HIP 56452) és un estel situat en la constel·lació de l'Hidra Femella al sud de ξ Hydrae, a l'oest de β Hydrae i sud-est de χ¹ Hydrae. S'hi troba a 31'1 anys llum del Sistema Solar. Els estels més propers a HD 100623 són Gliese 433, a 1'7 anys llum, i el sistema HR 4523, a 4'4 anys llum.
HD 100623 és una sistema binari compost per una nana taronja de magnitud aparent +5'98, GJ 432 A (LHS 308), i una nana blanca de magnitud 15, GJ 432 B (LHS 309 / WD 1132-325).
GJ 432 A té tipus espectral K0V i una temperatura efectiva de 5.121 K. Té una massa de 0,81 masses solars i el seu radi és un 26% més petit que el del Sol. Gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 0'7 km/s. Té el 36% de la lluminositat solar i la seva metal·licitat és considerablement més baixa que la del Sol, al voltant del 37% de la mateixa.
GJ 432 B és una nana blanca de tipus DC. Donada la proximitat de la seva companya, no s'ha pogut determinar amb exactitud la seva temperatura efectiva, però en qualsevol cas és inferior a 6.300 K. El semieix major entre les dues components és de 16,3 segons d'arc, cosa que correspon a una separació entre elles de 80'5 UA.

## 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.
* 1 2 «CD-32 8179 / HR 4458 AB (Solstation)». Arxivat de l'original el 13 d'octubre de 2012. [Consulta: 13 octubre 2008].
* ↑ Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A. «Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series, 168, 2, 2007. pp. 297-318.
* ↑ LHS 308 (SIMBAD)
* ↑ Ramírez, I.; Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. «Oxygen abundances in nearby stars. Clues to the formation and evolution of the Galactic disk». Astronomy and Astrophysics, 456, 1, 2007. pp. 271-289 (Tabla consultada en CDS).
* ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series, 159, 1, 2005. pp. 141-166.
* ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astrophysical Journal, 132, 1, 2006. pp. 161-170 (Tabla consultada en CDS).
* ↑ GJ 432 B (SIMBAD)
* ↑ Schröder, K.-P.; Pauli, E.-M.; Napiwotzki, R. «A population model of the solar neighbourhood thin disc white dwarfs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 354, 3, 2004. pp. 727-736.
# HD 106252 b

HD 106252 b és un planeta extrasolar gegant gasós massiu, que posseeix una massa almenys 7,1 cops més massiu que Júpiter orbitantat 389 Gm o 12,6 μpc o 2,60 AU de HD 106252. El període orbital és de 516 dies o 4,15 anys o 49,8 mesos o 131 Ms.

## Bibliografia

* Fischer et al. «Planetary Companions to HD 136118, HD 50554, and HD 106252». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 114, 2002, pàg. 529 – 535. Arxivat de l'original el 2013-10-27. DOI: 10.1086/341677 [Consulta: 13 març 2009].
* Butler et al. «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal, 646, 1, 2006, pàg. 505 – 522. DOI: 10.1086/504701. (web Preprint)

## Referències

* ↑ Exoplanets: The Hunt Continues!. European Southern Observatory

## Enllaços externs

* HD 106252 a Exoplanetes
# HD 240210 b

HD 240210 b és un planeta extrasolar que orbita l'estrella HD 240210, localitzat aproximadament a 466 anys llum, a la constel·lació de Cassiopea. Aquest planeta té almenys 6,9 vegades la massa de Júpiter i triga 1,37 anys a completar el seu període orbital, amb un semieix major d'1,33 ua. Va ser descobert el 10 de juny de 2009 per Niedzielski et al. usant el telescopi Hobby-Eberly. L'astrònom Wladimir Lyra (2009) ha proposat Eulimene com el nom comú possible per a HD 240210 b.

## Referències

* 1 2 Grzegorz Nowak «Substellar-mass companions to the K-dwarf BD+14 4559 and the K-giants HD 240210 and BD+20 2457» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 25-11-2009, pàg. 768–777. DOI: 10.1088/0004-637X/707/1/768.
* ↑ Grzegorz Nowak «Substellar-mass companions to the K-dwarf BD+14 4559 and the K-giants HD 240210 and BD+20 2457» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 25-11-2009, pàg. 768–777. DOI: 10.1088/0004-637X/707/1/768.
* 1 2 Grzegorz Nowak «Substellar-mass companions to the K-dwarf BD+14 4559 and the K-giants HD 240210 and BD+20 2457» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 25-11-2009, pàg. 768–777. DOI: 10.1088/0004-637X/707/1/768.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 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.
* ↑ Niedzielski, A.; Nowak, G.; Adamów, M.; Rieke, A. «Substellar-mass Companions to the K-dwarf BD+14 4559 and the K-giants HD 240210 and BD+20 2457». The Astrophysical Journal, 707, 1, 2009, p. 768–777. DOI: 10.1088/0004-637X/707/1/768.
* ↑ Lyra. Naming the extrasolar planets, 2009, p. 1-28.

## Vegeu també

* BD+14°4559 b
* BD+20°2457 b
* BD+20°2457 c
# IC 2391

IC 2391 és un cúmul obert en la constel·lació de la Vela. És probable que fos descrit per primera vegada per l'astrònom persa Al Sufi el 964. També va ser descoberta per Nicolas-Louis de Lacaille i catalogada com a Lac II 5. El cúmul és a una distància d'uns 500 anys llum de la Terra i pot ser vist a ull nu. Té una magnitud visual total de 2,5. El cúmul obert ocupa una àrea de cel d'uns 50 arcminut i conté unes 30 estrelles. El cúmul podria tenir la mateixa edat que el cúmul obert IC 2602, i un límit de depleció del liti d'uns 50 milions d'anys.

## Referències

* 1 2 Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ 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.
* 1 2 3 4 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.
* ↑ Martin Netopil «On the metallicity of open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2014, pàg. 93–93. DOI: 10.1051/0004-6361/201322559.
* ↑ Stauffer, J.R., et al. «Rotational Velocities and Chromospheric/Coronal Activity of Low-Mass Stars in the Young Open Clusters IC 2391 and IC 2602». Astrophysical Journal, 479, 1997, pàg. 776. DOI: 10.1086/303930.
* ↑ Barrado y Navascues, D., Stauffer, J.R., & Jayawardhana, R. «Spectroscopy of Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs in IC 2391: Lithium Depletion and Hα Emission». Astrophysical Journal, 614, 2002, pàg. 386–397. DOI: 10.1086/423485.

## Enllaços externs

* Open Clusters a An Atlas of the Universe
* Simbad
Coordenades: 08$^h$ 40$^m$ 18$^s$; −52° 54′ 60″
# IC 443

IC 443 (també anomenada Nebulosa de Medusa i Sharpless 248 (Sh2-248)) és un romanent de supernova Galàctica (SNR) en la constel·lació Gemini. En el pla del cel, és localitzat a prop l'estrella Eta Geminorum. La seva distància és més o menys 5,000 anys llum de Terra.
IC 443 es creu que són les restes d'una supernova que va ocórrer fa entre 3,000 i 30,000 anys. El mateix esdeveniment de supernova probablement va crea l'estel de neutrons CXOU J061705.3+222127, el romanent col·lapsat del nucli estel·lar. IC 443 és un del casos millors estudiats dels romanents de supernova que interaccionen amb núvols moleculars circumdants.

## Propietats globals

IC 443 és una nebulosa estesa, amb un diàmetre angular de 50 arc/min (per comparació amb la lluna plena que te 30 arc/min). Esta a una distància de 5,000 anys llum de la terra (1,500 parsecs), en comparació amb la seva mida de més o menys 70 anys llum (20 parsecs).

### L'entorn de SNR
## Referències (en anglés)

* 1 2 Afirmat a: Comparison LEDA/SIMBAD octobre 2002. Catalogue to be published in 2003. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.

## Enllaços externs (en anglés)

* El Cas De l'Estrella de neutrons Amb Un Capritxós Desperta Chandra Centre de Radiografia (ScienceDaily) 1 de juny de 2006
* Fotografia d'astronomia del Dia
** IC 443: Romanent de Supernova i Estrella de neutrons 2006 juny 2
** El Elusive Nebulosa de Medusa 2010 maig 15
** El Elusive Nebulosa de Medusa 2013 gener 9
# Iota Canis Majoris

Iota Canis Majoris (ι CMa / 20 Canis Majoris / HD 51309) és un estel en la constel·lació del Ca Major de magnitud aparent +4,39. És un estel distant situat a 2500 ± 250 anys llum del sistema solar.
Iota Canis Majoris és un estel blanc-blavenc de tipus espectral B3Ib-II amb característiques intermèdies entre supergegant «menor» i gegant lluminós Té una temperatura efectiva de 16.750 K i és enormement lluminosa, 46.000 vegades més que el nostre Sol. El seu radi és 26 vegades més gran que el radi solar i rota amb una velocitat projectada de 54 km/s —encara que la seva velocitat real pot ser molt superior—, implicant un període de rotació inferior a 24 dies. Tot i que encara figura catalogat com a variable Beta Cephei, avui es pensa que no forma part d'aquest grup.
Quant al seu estat evolutiu, es pensa que Iota Canis Majoris, amb una edat aproximada d'11 milions d'anys, recentment ha acabat la fusió del seu hidrogen intern. La seva massa, 14 vegades major que la massa solar, implica que acabarà la seva vida explotant com una supernova, quan serà 100.000 vegades més brillant que en l'actualitat.

## Referències

* 1 2 3 «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.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 4 5 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.
* ↑ 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in early B-type stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 3-1992, pàg. 673–700. DOI: 10.1086/171116.
* 1 2 V* iot CMa -- Variable Star of beta Cep type (SIMBAD)
* 1 2 Iota Canis Majoris (Stars, Jim Kaler)
# Kappa d'Hèrcules A

Kappa d'Hèrcules A (κ Herculis A) és un estel a la constel·lació d'Hèrcules de magnitud aparent +5,00. Visualment separada 27 segons d'arc de Kappa Herculis B, actualment hom pensa que els dos estels no estan físicament relacionats, constituint una doble òptica. Mentre que Kappa d'Hèrcules A es troba a 388 anys llum del sistema solar, Kappa d'Hèrcules B s'hi troba a 471 anys llum, si bé aquesta última mesura està associada a un ampli marge d'error. Els dos estels són ocasionalment conegudes com Marsik o Marsic —«el colze» en àrab, per la seva posició en la figura de l'heroi—, nom utilitzat també per designar a λ Ophiuchi.
Kappa d'Hèrcules A és una gegant groga de tipus espectral G8 III amb una temperatura de 4.990 K. La seva lluminositat és 150 vegades major que la lluminositat solar i, com a gegant que és, té un diàmetre 16 vegades més gran que el del Sol. El seu període de rotació és igual o inferior a 80 dies. Posseeix una metal·licitat un 30% inferior a la del Sol. La seva massa és 3 vegades major que la massa solar i la seva edat s'estima en 400 milions d'anys.
D'altra banda, un tènue estel de magnitud +13,6 a poc més d'un minut d'arc de Kappa Herculis A, sembla formar un sistema binari amb ella. Probablement és una nana taronja, separada almenys 7.500 ua de la lluent gegant groga, el període orbital de la qual estaria per sobre dels 340.000 anys.

## Referències

* ↑ «Visual multiples. VII. MK classifications». The Astrophysical Journal Supplement Series, 3-1981, pàg. 437. DOI: 10.1086/190719.
* 1 2 3 4 5 6 7 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.
* 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.
* ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
* ↑ Mario Perinotto «A catalogue of stellar rotational velocities» (en anglès). Contributi dell'Osservatorio Astrofisica dell'Universita di Padova in Asiago, 1970, pàg. 1.
* 1 2 «HIP 79043 - Star in double system» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 31 desembre 2020].
* ↑ Marsik (The Fixed Stars)
* 1 2 «Marsic» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 31 desembre 2020].
# Kappa de l'Altar

Kappa de l'Altar (κ Arae) és una estrella de la constel·lació de l'Altar. Està aproximadament a 398 anys llum de la Terra.

## 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.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 Vardan Adibekyan «CORALIE radial-velocity search for companions around evolved stars (CASCADES). I. Sample definition and first results: Three new planets orbiting giant stars». Astronomy and Astrophysics, 1-2022. DOI: 10.1051/0004-6361/202040078.
* ↑ 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.
# Kepler-8

Kepler-8 és una estrella a la constel·lació de la Lira, a una distància de 3.430±50 anys llum (∼1 050 parsecs) de la Terra. És una estrella groga-blanca de la seqüència principal de tipus espectral F6V.

## Sistema planetari

El descobriment d'un exoplaneta orbitant aquesta estrella va anunciar-se el 4 de gener de 2010, Kepler-8b va ser descobert gràcies al telescopi Kepler utilitzant el mètode del trànsit astronòmic.
Característiques dels planetes del sistema Kepler-8 :
| Planeta | Massa (MJ) | Període orbital (d) | Semieix-major (ua) | Excentricitat |
| Kepler-8b | 0,603 | 3,5225 | 0.0483 | 0 (fixat) |

## Referències

* ↑ Peter De Cat «Activity indicators and stellar parameters of the Kepler targets. An application of the ROTFIT pipeline to LAMOST-Kepler stellar spectra.» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2016, pàg. 39–39. DOI: 10.1051/0004-6361/201628337.
* 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.
* 1 2 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Identificador Extrasolar Planets Encyclopaedia d'exoplaneta: b/ Kepler-8 b. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Identificador Extrasolar Planets Encyclopaedia d'exoplaneta: kepler_8_b--635. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 3 4 «Magnetic Activity and Physical Parameters of Exoplanet Host Stars Based on LAMOST DR7, TESS, Kepler, and K2 Surveys». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 8-2022. DOI: 10.3847/1538-4365/AC7151.
* ↑ John M. Brewer «Spectral Properties of Cool Stars: Extended Abundance Analysis of Kepler Objects of Interest». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 22-08-2018, pàg. 38. DOI: 10.3847/1538-4365/AAD501.
* ↑ Douglas A. Caldwell «Discovery and rossiter-mclaughlin effect of exoplanet Kepler-8b» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 11-11-2010, pàg. 1108–1119. DOI: 10.1088/0004-637X/724/2/1108.
* ↑ Brown, A. G. A. et al. - Gaia collaboration «Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 616. arXiv: 1804.09365. Bibcode: 2018A&A...616A...1G. DOI: 10.1051/0004-6361/201833051.
* ↑ Frasca, A. «Activity indicators and stellar parameters of the Kepler targets. An application of the ROTFIT pipeline to LAMOST-Kepler stellar spectra» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 596, A39, 10-2016, pàg. 31. arXiv: arXiv:1606.09149. Bibcode: 2016A&A...594A..39F. DOI: 10.1051/0004-6361/201628337.
* ↑ «Summary Table of Kepler Discoveries». NASA, 04-01-2010. Arxivat de l'original el 2017-04-01. [Consulta: 2010-01-16.].
# Khi2 d'Orió

Khi² d'Orió (χ² Orionis) és un estel a la constel·lació d'Orió de magnitud aparent +4,65. Encara que comparteix la denominació de Bayer «Khi» amb Khi¹ Orionis, no existeix relació física entre ambdós. Mentre que Khi¹ d'Orió és una nana groga a només 28,7 anys llum del sistema solar, Khi² d'Orió es troba tan allunyada que la seva distància no pot ser mesurada per paral·laxi. El valor generalment adoptat —per la seva probable pertinença a l'associació estel·lar OB de Bessons— és de 4.900 anys llum.
Com cal esperar per la seva distància i lluentor, Khi² d'Orió és una supergegant o hipergegant blanc-blavós enormement lluminós, 410.000 vegades més que el Sol. De tipus espectral B2Ia, el seu radi és 59 vegades més gran que el radi solar, equivalent a 0,28 ua. Se sap a més que Khi² Orionis és un estel binari; la seva duplicitat descoberta mitjançant ocultació.
Amb una massa estimada de 35 - 40 masses solars, l'edat de Khi² d'Orió és de només 5 milions d'anys. En un futur no gaire llunyà esclatarà com una brillant supernova, en produir-se el col·lapse del seu nucli de ferro, ja que la fusió nuclear no progressa més enllà d'aquest element. Encara que la major part dels nuclis col·lapsen en un estel de neutrons, l'enorme massa de Khi² d'Orió pot fer que el seu nucli acabi formant un forat negre.

## Referències

* ↑ Nancy Roman «Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas» (en anglès). Astrophysical Journal, 11-1950, pàg. 362–364. DOI: 10.1086/145351.
* ↑ «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.
* ↑ Andrea Fabiana Torres «Fundamental parameters of B supergiants from the BCD system. I. Calibration of the (λ_1, D) parameters into Teff» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 27-03-2009, pàg. 297–320. DOI: 10.1051/0004-6361/200811147.
* 1 2 3 4 5 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.
* ↑ 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.
* ↑ «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 «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.
# Synchiropus occidentalis

Synchiropus occidentalis és una espècie de peix de la família dels cal·lionímids i de l'ordre dels perciformes.

## Referències

* ↑ Gill T. N., 1859. On the genus Callionymus of authors. Proc. Acad. Nat. Sci. Phila. v. 11. 128-130.
* ↑ BioLib (anglès)
* ↑ Fricke, R., 1983. Revision of the Indo-Pacific genera and species of the dragonet family Callionymidae (Teleostei). Theses Zoologicae v. 3: 1-774.

## Bibliografia

* Eschmeyer, William N.: Genera of Recent Fishes. California Academy of Sciences. San Francisco, Califòrnia, Estats Units. iii + 697. ISBN 0-940228-23-8. Any 1990.
* Eschmeyer, W. N. Catalog of Fishes (en anglès). Acadèmia de les Ciències de Califòrnia, 1998. ISBN 978-0-940228-47-4.
* Fricke, R., 1981: Revision of the genus Synchiropus (Teleostei: Callionymidae). Theses Zoologicae v. 1: 1-194.
* Fricke, R., 2001. Callionymidae. Dragonets. p. 3549-3571. A: K.E. Carpenter i V. Niem (eds.) FAO species identification guide for fishery purposes. The living marine resources of the Western Central Pacific. Vol. 6. Bony fishes part 4 (Labridae to Latimeriidae). FAO, Roma.
* Helfman, Gene S.; Collette, Bruce B.; Facey, Douglas E.; Bowen, Brian W. The diversity of fishes: Biology, Evolution, and Ecology (en anglès). Hoboken, NJ: John Wiley & Sons, 2009, p. 720. ISBN 978-14-0512-494-2.
* Moyle, P.; Cech, J. Fishes: An Introduction to Ichthyology (en anglès). 4a edició. Prentice Hall, 2000. ISBN 9780130112828.
* Nelson, J. S. Fishes of the World (en anglès). 4a edició. Wiley, 2006. ISBN 978-0471250319.
* Wheeler, A. The World Encyclopedia of Fishes (en anglès). 2a edició. Macdonald, 1985. ISBN 978-0356107158.

## Enllaços externs

* AQUATAB