OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Estrella de disc

En astronomia es denomina estrella de disc a una estrella que es troba dins el disc galàctic d'una galàxia espiral, com és el cas de la nostra galàxia, la Via Làctia.
Les anomenades estrelles de disc fi, tals com el Sol o Alfa Centauri, es troben a una distància típica d'uns 1000 anys llum del centre del pla de la galàxia. Per altra banda, les estrelles de disc gruixut, com Lalande 21185, tendeixen a tenir velocitats més altes fora del pla galàctic i es troben a una distància mitjana d'uns 3500 anys llum del centre del pla galàctic. La brillant Arcturus (α Bootis) i Menkent (θ Centauri) podrien ser estrelles del disc gruixut galàctic.
Més enllà del disc gruixut de la galàxia es troba l'halo galàctic.

## Exemples d'estrelles del disc gruixut

En la taula de sota figuren algunes estrelles de les quals la probabilitat de pertànyer al disc gruixut galàctic és major del 90%.
| Nom | Número de catàleg HD | Tipus espectral | Màxima distància al centre del pla galàctic (kpc) | Probablitat de pertànyer al disc gruixut |
| | HD 76932 | F7-8IV | 1,69 | 1,00 |
| 35 Pegasi | HD 212943 | K0III | 1,69 | 0,92 |
| 34 Vulpeculae | HD 203344 | K1III | 1,38 | 0,96 |
| 27 Arietis | HD 15596 | G5III-IV | 1,13 | 0,98 |
| Gliese 783 | HD 191408 | K2V+M4V | 1,09 | 0,97 |
| 24 Bootis | HD 127243 | G3IV | 1,05 | 0,98 |
| 72 Herculis | HD 157214 | G0V | 1,03 | 1,00 |
| 171 Puppis | HD 63077 | F9 V | 0,91 | 0,99 |
| | HD 199288 | G2V | 0,88 | 1,00 |
| 14 Andromedae | HD 221345 | K0III | 0,43 | 0,99 |
| 16 Virginis | HD 107328 | K0IIIb | 0,40 | 0,96 |
| | HD 62301 | F8V | 0,20 | 1,00 |
| Épsilon Fornacis | HD 18907 | G5IV | 0,17 | 0,96 |
| 65 Leonis | HD 96436 | G9III | 0,07 | 0,96 |
| Arcturus | HD 124897 | K1.5III | 0,04 | 0,99 |

## Referències

* ↑ «Disk star. The internet Encyclopedia of Science». Arxivat de l'original el 2008-07-23. [Consulta: 10 juny 2010].
* ↑ 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, 480, 2008. pp. 91-101.
* ↑ Soubiran, C.; Girard, P. «Abundance trends in kinematical groups of the Milky Way's disk». Astronomy and Astrophysics, 438, 2005. pp. 139-151.
# Eta d'Andròmeda

Eta d'Andròmeda (η Andromedae) és un sistema d'estrelles a la constel·lació d'Andròmeda. Està aproximadament a 243 anys llum de la Terra.
El component primari, η d'Andròmeda A, és una gegant groga del tipus G de la magnitud aparent +4,40. És una binària espectroscòpica amb un període orbital de 115,7 dies. La seva companya, η d'Andròmeda A, està a 133,4 segons d'arc i és de la magnitud aparent +11,5.

## Referències

* ↑ «Application of the spectral subtraction technique to the Ca II H & K and H{epsilon} lines in a sample of chromospherically active binaries». Astronomy and Astrophysics, 1995, pàg. 287–323.
* 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 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Kinematics of chromospherically active binaries and evidence of an orbital period decrease in binary evolution» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 4-2004, pàg. 1069–1092. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2004.07588.X.
# Eta de la Sageta

Eta de la Sageta (η Sagittae) és un estel a la constel·lació de la Sageta de magnitud aparent +5,10. Situada a 162 anys llum de distància del sistema solar, és probable que forme part el corrent d'estels de les Híades.
Eta Sagittae és una de les moltes gegants taronges visibles al cel nocturn; en aquesta mateixa constel·lació, Sham (α Sagittae) —l'estel més brillant—, és un estel d'aquesta classe. De tipus espectral K2III, Eta Sagittae té una temperatura efectiva de 4.741 K. El seu radi, tot i que és 7,5 vegades més gran que el radi solar, és petit per a una gegant; així, la seva grandària equival a 3/4 parts del de Pòl·lux (β Geminorum) —la gegant taronja més propera al Sol— i és 2,7 vegades menor que el de l'esmentada Sham.
Eta Sagittae té una metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— molt semblant a la solar ([Fe/H] = +0,05). Gira lentament sobre si mateixa, amb una velocitat de rotació projectada —límit inferior de la mateixa— de només 1 km/s. La seva massa és aproximadament un 50% major que la massa solar, però és un estel molt més evolucionat, amb una edat aproximada de 2.770 ± 940 milions d'anys.

## Referències

* ↑ Olin J. Eggen «Space-velocity vectors for 3483 stars with proper motion and radial velocity». Royal Observatory Bulletin, 1962, pàg. 79.
* 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.
* ↑ Jesus Maldonado «The metallicity signature of evolved stars with planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2013, pàg. 84–84. DOI: 10.1051/0004-6361/201321082.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 3 Steven Majewski «Determining ages of APOGEE giants with known distances» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 20-01-2016. DOI: 10.3847/0004-637X/817/1/40.
* ↑ 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.
* ↑ «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 «Eta Sge -- Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 5 gener 2021].
* ↑ Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. «Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters». Astronomy and Astrophysics, 405, 2005. pp. 165-186.
* 1 2 da Silva, L.; Girardi, L.; Pasquini, L.; Setiawan, J.; von der Lühe, O.; de Medeiros, J. R.; Hatzes, A.; Döllinger, M. P.; Weiss, A. «Basic physical parameters of a selected sample of evolved stars». Astronomy and Astrophysics, 458, 2, 2007. pp. 609-623.
* ↑ De Medeiros, J. R.; do Nascimento, J. D., Jr.; Sankarankutty, S.; Costa, J. M.; Maia, M. R. G. «Rotation and lithium in single giant stars». Astronomy and Astrophysics, 363, 2000. pp. 239-243.
# FS de la Cabellera de Berenice

FS de la Cabellera de Berenice (FS Comae Berenices) és un estel de magnitud aparent +5,61 enquadrat en la constel·lació de la Cabellera de Berenice D'acord amb la nova reducció de les dades de paral·laxi d'Hipparcos, es troba a 736 anys llum del Sistema Solar.
FS de la Cabellera de Berenice és un gegant vermell de tipus espectral M5III. La seva temperatura superficial és de 3433 ± 148 K i brilla amb una lluminositat 2032 vegades superior a la lluminositat solar. Una quantitat important de la seva radiació és emesa com a llum infraroja; per això, en banda K —en l'infraroig proper—, la seva lluminositat equival a la de 9900 sols.
La mesura per interferometria del seu diàmetre angular en banda K és de 6,80 ± 0,30 mil·lisegons d'arc. Considerant la distància a la qual es troba, el seu diàmetre real és 165 vegades més gran que el del Sol. No obstant això, un altre estudi considera un menor diàmetre, equivalent a 136 vegades el diàmetre solar.
FS de la Cabellera de Berenice és una variable semiregular de tipus SRB amb una variació de lluentor de 0,35 magnituds. És multiperiòdica i es coneixen dos períodes de 38,2 i 55,4 dies. Junt a ells, s'ha observat un període secundari de llarga durada (675 dies).

## Vegeu també

* Llista d'estrelles variables

## Referències

* 1 2 «Radial velocities and DDO, BV photometry of Henry Draper G5-M stars near the North Galactic Pole». Journal of Astrophysics and Astronomy, 2-3, 9-1997, pàg. 161–227. DOI: 10.1007/BF02714877.
* 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.
* ↑ Gerard T. van Belle «Radii and Effective Temperatures for K and M Giants and Supergiants. II» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 8-1998, pàg. 981-986. DOI: 10.1086/300453.
* ↑ Benoit Famaey «Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 1-2005, pàg. 165–186. DOI: 10.1051/0004-6361:20041272.
* 1 2 V* FS Com -- Semi-regular pulsating Star (SIMBAD)
* ↑ Dyck, H. M.; van Belle, G. T.; Thompson, R. R. «Radii and Effective Temperatures for K and M Giants and Supergiants. II.». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 981-986.
* ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. pp. 773-777.
* 1 2 Percy, John R.; Besla, Gurtina; Velocci, Vince; Henry, Gregory W. «Multiperiodicity in Five Small-Amplitude Pulsating Red Giants». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 479-483.
* ↑ Glass, I. S.; van Leeuwen, F. «Semiregular variables in the solar neighbourhood». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 1543-1549.
# FZ Canis Majoris

FZ Canis Majoris (FZ CMa / HD 33953 / HIP 52942) és un sistema estel·lar de magnitud aparent mitjana +8,14. Situat a la constel·lació del Ca Major, la nova reducció de les dades de paral·laxi del satèl·lit Hipparcos situa a aquest sistema a 1.350 anys llum de distància del sistema solar.
FZ Canis Majoris és un sistema triple dominat per una binària espectroscòpica. Les dues components d'aquesta binària són molt semblants, de tipus espectral B2.5VI-V. La més lluminosa —786 vegades més que el Sol— és la més calenta, amb una temperatura superficial de 15.370 K. Té una massa de 5,01 ± 0,05 masses solars. La seva companya estel·lar és lleugerament menys lluminosa, si bé la seva lluminositat és 625 vegades major que la lluminositat solar. Té una temperatura de 14.150 K i una massa de 4,80 ± 0,53 masses solars. El període orbital d'aquesta binària és molt curt, de només 1,2731 dies (30,55 hores). És a més un estel variable, ja que la seva lluentor decau 0,39 magnituds quan un dels estels eclipsa el seu company.
Un tercer estel, en òrbita al voltant de la binària, completa el sistema. Empra 536,6 dies a fer un volt completa, sent l'òrbita notablement excèntrica (ε = 0,56).

## 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.
* ↑ 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.
* ↑ Ralf-Dieter Scholz «Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations». Astronomische Nachrichten, 9, 11-2007, pàg. 889-896. DOI: 10.1002/ASNA.200710776.
* ↑ «V* FZ CMa -- Spectroscopic binary» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 31 desembre 2020].
* 1 2 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten, 331, 4, 2010. p. 349.
* ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics, 446, 2, 2006. pp. 785-789.
* ↑ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; Levato, H.; Morrell, N. I.; Torres, G.; Udry, S. «SB⁹: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits». Astronomy and Astrophysics, 424, 2004. pp. 727-732.
# Fi dels Bessons

Fi dels Bessons (φ Geminorum) és un estel a la constel·lació dels Bessons de magnitud aparent +4,98. Encara que no té nom propi, al costat de θ Geminorum, ι Geminorum, ν Geminorum i τ Geminorum, era coneguda com a Woo Chow Shih o Woo Choo How, «Els Set Prínceps Feudals de la Xina». D'acord a la nova reducció de les dades de paral·laxi d'Hipparcos, s'hi troba a 223 anys llum de distància del sistema solar.
Fi Geminorum és un estel blanc de la seqüència principal de tipus espectral A3V. Semblant a Heze (ζ Virginis) o Megrez (δ Ursae Majoris), la seva temperatura superficial és de 8375 K. Té una lluminositat 44 vegades superior a la lluminositat solar, superior a la dels estels abans citats. Això és conseqüència de la seva major massa —2,32 vegades major que la massa solar—, així com el seu estat evolutiu més avançat —ha recorregut el 83% del seu trajecte dins de la seqüència principal. El seu diàmetre angular estimat, 0,56 mil·lisegons d'arc, permet avaluar el seu radi, sent aquest 4,1 vegades més gran que el radi solar. Gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació igual o major de 160 km/s.
Fi Geminorum és una binària visual el període orbital de la qual és de 581,75 dies. L'òrbita és circular. Res se sap sobre la seva companya estel·lar.

## Referències

* ↑ Ernst Paunzen «A spectroscopic survey for lambda Bootis stars. II. The observational data» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 7-2001, pàg. 625–632. DOI: 10.1051/0004-6361:20010630.
* 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.
* ↑ Phi Geminorum -- Star (SIMBAD)
* ↑ Phi Geminorum Arxivat 2016-04-30 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* ↑ Allen. «Gemini». A: Courier Dover Publications. Star Names — Their Lore and Meaning (en anglès), 1889, p. 563. ISBN 0-486-21079-0.
* ↑ Zorec, J.; Royer, F. «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities». Astronomy and Astrophysics, 537, 2012. A120.
* ↑ van Belle, Gerard T. «Interferometric observations of rapidly rotating stars». Astronomy and Astrophysics Review, 20, 1, 2012. A51.
* ↑ Abt, Helmut A. «Observed Orbital Eccentricities». The Astrophysical Journal, 629, 1, 2005. pp. 507-511.
* ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389, 2, 2008. pp. 869-879.
# Fum al Samakah

Fum al Samakah (β Piscium / β Psc / 4 Piscium) és un estel a la [[constel·lació]dels Peixos]] de magnitud aparent +4,49. El seu nom, procedent de l'àrab, significa «boca del peix». S'hi troba a 492 anys llum del Sistema Solar.
Fum al Samakah és un estel blanc-blavós de la seqüència principal de tipus espectral B6Ve. És una estrella Be que mostra línies d'emissió en el seu espectre que provenen d'un disc circumestel·lar en rotació. Les estrelles Be roten molt ràpidament; la velocitat de rotació projectada de Fum al Samakah és de 104 km/s, sent aquesta un límit inferior, ja que el seu eix pot no ser paral·lel al pla del cel. A diferència d'α Arae o η Centauri no és un estel amb embolcall —que són aquelles el disc de les quals apareix de perfil—, per la qual cosa la seva velocitat de rotació és major que la velocitat projectada.
Les estimacions de la temperatura de Fum al Samakah van des de 13.500 a 15.500 K. La seva lluminositat, incloent-hi la radiació ultraviolada emesa, és 750 vegades major que la del Sol, amb un radi 4,7 vegades major que el radi solar. La seva edat s'estima en 60 milions d'anys, poc més de la meitat de la seva estada dins de la seqüència principal.

## 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.
* 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.
* ↑ 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 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.
* ↑ «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.
* ↑ «Beta Piscium» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ Fum al Samakah Arxivat 2013-01-15 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 «Fum al Samakah» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
# GJ 357

GJ 357 (també anomenada 'Gliese 357' ) és una nana vermella de tipus M. Localitzada a 31 anys llum del sistema solar, l'estrella té tres exoplanetes en la seva òrbita, un dels quals, GJ 357 d, és considerat com una Súper-Terra dins de la zona d'habitabilitat. Forma part de la constel·lació de l'Hidra Femella.

## Referències

* ↑ Jesus Maldonado «HADES RV programme with HARPS-N at TNG. XII. The abundance signature of M dwarf stars with planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 12-2020, pàg. 23. DOI: 10.1051/0004-6361/202039478.
* ↑ Afirmat a: Gaia DR3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 13 juny 2022.
* 1 2 Norio Narita «Planetary system around the nearby M dwarf GJ 357 including a transiting, hot, Earth-sized planet optimal for atmospheric characterization». Astronomy and Astrophysics, 8-2019. DOI: 10.1051/0004-6361/201935801.
* ↑ «UBV(RI)CJHK observations of Hipparcos-selected nearby stars» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 21-04-2010, pàg. 1949–1968. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.16182.X.
* ↑ Ignasi Ribas Canudas «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Stellar atmospheric parameters of target stars with SteParSyn». Astronomy and Astrophysics, 12-2021. DOI: 10.1051/0004-6361/202141980.
* 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.
* ↑ Claire Moutou «SPIRou Input Catalogue: global properties of 440 M dwarfs observed with ESPaDOnS at CFHT» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 4-2018, pàg. 1960–1986. DOI: 10.1093/MNRAS/STX3246.
* ↑ 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 Jason Wright «The California Legacy Survey. I. A Catalog of 178 Planets from Precision Radial Velocity Monitoring of 719 Nearby Stars over Three Decades» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 7-2021, pàg. 8. DOI: 10.3847/1538-4365/ABE23C.
# Gamma1 del Burí

Gamma¹ del Burí (γ¹ Caeli), és una estrella doble a la constel·lació del Burí. És aproximadament a 185 anys llum de la Terra. La component més brillant és una gegant taronja de tipus K amb una magnitud aparent de +4.55. El company és una estrella de vuitena magnitud localitzada a 3.1 arcsegons.

## Referències

* ↑ Christopher J. Corbally «Close visual binaries. I. MK classifications». The Astrophysical Journal Supplement Series, 8-1984, pàg. 657–677. DOI: 10.1086/190973.
* 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.
* 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: 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.
# Gamma d'Aquari

Gamma d'Aquari (γ Aquarii) és una estrella de la constel·lació d'Aquari. És coneguda també amb el nom tradicional de Sadachbia. Té una magnitud aparent de +3,84. Està a 158 anys llum de la Terra.

## Localització

La localització d'aquesta estrella en el cel es mostra en el mapa següent de la constel·lació Aquarius:

## Referències

* ↑ Afirmat a: Spectral classification of Southern fundamental stars. Indicat a la font segons: SIMBAD. Pàgina: 1. Data de publicació: 1962.
* 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 «The Chemical Composition of the Lambda Bootis Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 2-1969, pàg. 537–553. DOI: 10.1086/149890.