OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Theta del Bover

Theta del Bover (θ Bootis), de nom tradicional Asellus Primus, és un estel de la constel·lació del Bover amb magnitud aparent +4,04. El nom Asellus significa «ase» en llatí; són tres els estels que porten aquest nom a la constel·lació: d'est a oest són Theta del Bover —la primera—, Iota del Bover (ι Bootis) —la segona— i Kappa del Bover (κ Bootis), la tercera i última. Theta del Bover s'hi troba a 48 anys llum de distància del Sistema Solar.
Theta del Bover és una nana groga de tipus espectral F7V més calenta i lluminosa que el Sol, de característiques similars a β Virginis. Amb una temperatura superficial de 6.300 K, és 5 vegades més lluminosa que el Sol. El seu radi és 1,7 vegades més gran que el radi solar i la seva massa està compresa entre 1,25 i 1,5 masses solars. Té una metal·licitat lleugerament inferior a la del Sol ([Fe/H] = -0,14). Igual que el Sol, Asellus Primus emet rajos X, cosa que indica que posseeix una corona calenta, si bé no s'ha detectat un camp magnètic. La seva edat s'estima en 3.200 milions d'anys.
Visualment hom pot apreciar una tènue companya de magnitud +11,1 a 69 segons d'arc de Theta del Bover. És una nana vermella de tipus M2.5V amb una temperatura de 3.500 K, la lluminositat de la qual és amb prou feines d'un 2 ó el 3% de la solar. Encara que es desconeix si estan gravitacionalment unides, el seu moviment comú a través de l'espai indica que ambdues estan relacionades. La separació real entre les dues és d'almenys 1000 ua.

## 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 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: VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012). Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Arne Henden. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juliol 2012.
* ↑ 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.
* 1 2 «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 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.
* ↑ Theta Bootis (SIMBAD)
* ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics, 501, 3, 2009. pp. 941-947 (Tabla consultada en CDS).
* 1 2 Asellus Primus (Stars, Jim Kaler)
* ↑ CCDM 14252+5151 (Catàleg de Components d'Estrelles Dobles i Múltiples)
# TrES-1

TrES-1, també coneguda com a GSC 02652-01324, és una estrella nana taronja de seqüència principal a uns 523 anys llum de distància a la constel·lació de la Lira. De magnitud aparent 11,42 a l'espectre visible, no és observable a l'ull nu des de la Terra. S'hi troba situada a una distància de 160,4 ± 0,7 pc (∼523 anys llum) del Sol.
Es tracta d'una nana taronja de tipus espectral K0V. Amb una massa de 0,88 ± 0,07 masses solars i amb un radi de 0,85 ± 0,05 radis solars, és l'objecte primari d'un sistema planetari del qual l'únic objecte secundari conegut al maig de 2015 és TrES-1b, un exoplaneta confirmat. Aquest és el primer planeta en haver estat descobert el 2004 pel Trans-Atlantic Exoplanet Survey (TrES) pel mètode dels trànsits. Es tracta d'un planeta gegant gasós de curt període de revolució, del tipus Júpiter ardent.

## Referències

* ↑ David Ehrenreich «Mass-loss rates for transiting exoplanets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 20-04-2011, pàg. 136–136. DOI: 10.1051/0004-6361/201016356.
* 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 3 4 Martin Paegert «The Revised TESS Input Catalog and Candidate Target List». Astronomical Journal, 4, 09-09-2019, pàg. 138. DOI: 10.3847/1538-3881/AB3467.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ 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: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Michel Mayor «On the age of stars harboring transiting planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2006, pàg. 251–256. DOI: 10.1051/0004-6361:20065954.
* ↑ Alonso, Roi; Brown, Timothy M.; Torres, Guillermo; Latham, David W.; Sozzetti, Alessandro; Mandushev, Georgi; Belmonte, Juan A.; Charbonneau, David; Deeg, Hans J. «TrES-1: The Transiting Planet of a Bright K0V Star». The Astrophysical Journal Letters, 613, 2, 2004, pàg. L153–L156. arXiv: astro-ph/0408421. Bibcode: 2004ApJ...613L.153A. DOI: 10.1086/425256.
* ↑ Roman, Nancy G. «Identification of a Constellation From a Position». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 99, 617, 1987, pàg. 695–699. Bibcode: 1987PASP...99..695R. DOI: 10.1086/132034. Vizier query form
* ↑ W. M. Keck Observatory (24 agost 2004). "Keck confirms transit planet". Nota de premsa. Consulta: 14 agost 2019.
* ↑ «TrES-1» (html). amb l'aplicació Compute constellation name from position de VizieR (consultat el 25 maig 2015)
# UX de la Taula

UX de la Taula (UX Mensae) és un sistema estel·lar de magnitud aparent +7,20 situat a la constel·lació de la Taula, Mensa. S'hi troba a 328 anys llum del sistema solar.
UX de la Taula és un sistema estel·lar triple. L'estel més brillant és una binària espectroscòpica composta per dues nanes grogues de tipus espectral F8V. De característiques molt semblants, tenen temperatures superficials de 6.200 i 6.150 K respectivament. La component A és 2,4 vegades més lluminosa que el Sol i té una massa de 1,24 masses solars. La seva companya brilla amb una lluminositat 2,1 vegades major que la lluminositat solar i és un 20% més massiva que el Sol. Els seus radis respectius són un 35% i un 28% més gran que el radi solar. La velocitat de rotació projectada d'ambdues se situa entre els 15 - 16 km/s. El parell constitueix una binària eclipsant el període orbital de la qual és de 4,1811 dies. És, per tant, un estel variable; en l'eclipsi primari la seva lluentor disminueix 0,77 magnituds mentre que en el secundari el descens de lluentor és de 0,67 magnituds.
Un tercer estel amb aproximadament la meitat de massa que el Sol orbita al voltant del parell interior. Encara que els paràmetres orbitals no són ben coneguts, pot trigar entorn de 396 anys a completar una òrbita al voltant de la binària eclipsant. El sistema té una metal·licitat semblant a la solar i la seva edat s'estima en 2.500 milions d'anys.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two dimentional spectral types for the HD stars, Vol. 1. Autor: Nancy Houk. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1975.
* 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.
* 1 2 Mariagrazia Franchini «The FEROS-Lick/SDSS observational data base of spectral indices of FGK stars for stellar population studies» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 04-06-2014, pàg. 220–228. DOI: 10.1093/MNRAS/STU873.
* ↑ 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.
* ↑ «UX Men V* UX Men -- Eclipsing binary of Algol type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 11 juny 2021].
* 1 2 3 4 Torres, G.; Andersen, J.; Giménez, A. «Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 67-126.
* ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 785-789.
* ↑ Tokovinin, A. «Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 925-938.
# WASP-3b

WASP-3b és un planeta extrasolar que orbita a l'estrella WASP-3 situada a uns 800 anys llum de distància de la constel·lació de la Lira. Va ser descobert a través del mètode de trànsit per SuperWASP,i les observacions de seguiment de la velocitat radial van confirmar que WASP-3b és un planeta. La massa i el radi del planeta indiquen que és un gegant gasós amb una composició volumètrica similar a la de Júpiter. WASP-3b té una distància orbital al voltant de la seva estrella per classificar-la en la classe dels planetes coneguda com a Júpiters calents i té una temperatura atmosfèrica d'uns 1983 K.
WASP-3b no pateix cap estirada gravitacional detectable d'altres cossos en aquest sistema.

## Referències

* 1 2 Alexis Smith «WASP-3b: a strongly irradiated transiting gas-giant planet» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 4-2008, pàg. 1576–1584. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2008.12939.X.
* 1 2 3 4 Luigi Mancini «The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. XIV. Investigating giant planet migration history via improved eccentricity and mass determination for 231 transiting planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 6-2017, pàg. A107. DOI: 10.1051/0004-6361/201629882.
* ↑ Carole Ann Haswell «ExoClock Project. III. 450 New Exoplanet Ephemerides from Ground and Space Observations». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 2023, pàg. 4. DOI: 10.3847/1538-4365/AC9DA4.
* ↑ David Charbonneau «System parameters, transit times, and secondary eclipse constraints of the exoplanet systems HAT-P-4, TrES-2, TrES-3, and WASP-3 from the NASA EPOXI mission of opportunity» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 2011, pàg. 94. DOI: 10.1088/0004-637X/726/2/94.
* 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.
* ↑ «Planet Wasp-3 b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 13 desembre 2020].
* ↑ Pollacco, D.; Skillen, I.; Collier Cameron, A.; Loeillet, B.; Stempels, H. C.; Bouchy, F.; Gibson, N. P.; Hebb, L.; Hébrard, G. «WASP-3b: a strongly irradiated transiting gas-giant planet». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 385, 3, 2008, pàg. 1576–1584. arXiv: 0711.0126. Bibcode: 2008MNRAS.385.1576P. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.12939.x.
* ↑ M Montalto; Gregorio, J.; Boue, G.; Mortier, A.; Boisse, I.; Oshagh, M.; Maturi, M.; Figueira, P.; Sousa, S. «A new analysis of the WASP-3 system: no evidence for an additional companion». MNRAS, 427, 4, 02-11-2012, pàg. 2757. arXiv: 1211.0218. Bibcode: 2012MNRAS.427.2757M. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2012.21926.x.

## Vegeu també

* SuperWASP

## Enllaços externs

* WASP Planets
* WASP-3 light curve using differential photometry
Coordenades: 18$^h$ 33$^m$ 32$^s$; +35° 39′ 42″
# W de l'Àguila

W de l'Àguila (W Aquilae) és un estel variable a la constel·lació de l'Àguila. La seva distància al sistema solar s'estima entre 750 i 1.100 anys llum.
De tipus espectral S3,9e-S6,9e, W de l'Àguila és un estel de tipus S, una gegant vermella semblant a les de tipus M, però en l'espectre dels quals els òxids dominants són els formats per metalls del cinquè període de la taula periòdica. W Aquilae és a més rica en l'element tecneci. Una altra característica d'aquesta classe d'estels és la pèrdua de massa estel·lar, que en el cas de W Aquilae s'estima en ~ 4 × 10$^{-7}$ vegades la massa solar per any. La seva temperatura efectiva és d'aproximadament 1.800 K i el seu diàmetre és 870 vegades més gran que el diàmetre solar. Així mateix, és un estel molt lluminós, 6.800 vegades més que el Sol.
W de l'Àguila és una estrella variable de període llarg de tipus variable Mira la lluentor de la qual oscil·la entre magnitud +7,3 i +14,3 al llarg d'un període de 490,43 dies. En les variables Mira —el prototip de les quals és Mira (ο Ceti)— la inestabilitat prové de pulsacions en la superfície estel·lar, cosa que provoca canvis de color i lluentor. Algunes d'elles, entre les quals s'hi troba W Aquilae, mostren emissió màser de SiO.

## Referències

* ↑ «Spectral types of S and SC stars on the revised MK system». The Astrophysical Journal Supplement Series, 7-1980, pàg. 379–391. DOI: 10.1086/190673.
* 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.
* ↑ 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* W Aql -- S Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 8 gener 2021].
* 1 2 3 Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H.; Lundgren, A. A. «Mass-loss properties of S-stars on the AGB». Astronomy and Astrophysics, 454, 2, 2006. pp. L103-L106.
* 1 2 Guandalini, R. «Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. III. Mass loss rates of MS and S stars». Astronomy and Astrophysics, 513, 2010. A4.
* ↑ Ramstedt, S.; Schöier, F. L.; Olofsson, H. «Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: mass-loss rates and SiO abundances». Astronomy and Astrophysics, 499, 2, 2009. 515-527.
* ↑ W Aquilae (General Catalogue of Variable Stars)
# Yed Prior

Yed Prior (Delta del Serpentari / δ Ophiuchi) és un estel a la constel·lació del Serpentari, el portador de la serp, de magnitud aparent +2,73. El nom de Yed Prior té un origen mixt. La paraula Yed procedeix de l'àrab «mà», i la paraula Prior prové del llatí «davant», ja que precedeix a Yed Posterior (ε Ophiuchi) en el seu moviment a través del cel. Amb aquesta última forma una doble òptica, si bé els dos estels no estan relacionats físicament, estant Yed Prior situat a 170 anys llum del sistema solar mentre que Yed Posterior s'hi troba a 108 anys llum.
Yed Prior és un gegant vermell de tipus espectral M0.5III —en l'extrem més calent dels gegantes vermelles— amb una temperatura efectiva de 3.800 K. El seu radi és 58 vegades més gran que el radi solar i la seva lluminositat, incloent la radiació infraroja emesa, és 630 vegades major que la solar. Elements químics com a ferro i nitrogen són molt més abundants en Yed Prior que en el Sol; el contingut del primer és doble que en el Sol, mentre que el contingut del segon gairebé triplica al trobat en el nostre estel, resultat de processos nuclears interns.

## Referències

* ↑ Todd J. Henry «A standard stellar spectral sequence in the red/near-infrared - Classes K5 to M9». The Astrophysical Journal Supplement Series, 11-1991, pàg. 417–440. DOI: 10.1086/191611.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
* 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.
* ↑ 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 «Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2-2012, pàg. A143. DOI: 10.1051/0004-6361/201118065.
* ↑ «Delta Oph -- Variable Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].
* 1 2 «Yed Prior» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 2 gener 2021].
# Kim Soo-Nyung

Kim Soo-Nyung (Chungcheong del Nord, 5 d'abril de 1971) és una antiga tiradora amb arc coreana. Va ser la gran dominadora del seu esport entre finals dels anys 80 i principis dels 90.
Kim va guanyar totes les competicions individuals i per equips a nivell mundial, Jocs Olímpics i Campionats del Món, entre 1988 i 1992. L'única excepció fou la plata aconseguida en la categoria individual en Barcelona, després de ser derrotada a la final per la també coreana Cho Youn-Jeong per 111-103. Després dels Jocs va retirar-se per dedicar-li temps a la vida familiar. Va tornar per als Jocs de Sydney 2000, on sumà una medalla d'or més en equips i un bronze en individual al seu brillant palmarès.

## Referències

* ↑ Kim Soo-Nyung a Sports Reference (arxivat)
# Estaci (prenom)

Estaci (llatí: Statius) fou un praenomen romà i d'altres pobles itàlics, que prové de l'arrel del verb sto 'restar dret', 'ferm'. No fou mai comú a Roma, sinó que fou usat per altres pobles itàlics. Donà nom a la gens Estatília i a la gens Estàcia, segurament a partir d'un avantpassat que portava aquest prenom. S'abrevia St. o Sta., i en els manuscrits es confon sovint amb el praenomen també itàlic Staius.
Era un prenom relativament comú en els territoris de parla osca, car es documenta a llocs com Càpua, el Sàmnium i Messana, i en personatges com el lucà Estaci Estatili, els samnites Estaci Gel·li, Estaci Minaci i Estaci Trebi de Compsa, el campanià Estaci Meti i Estaci Albi Opiànic, de Larínum. Per la seva banda, també era el prenom del poeta Estaci Cecili, de manera que també hauria estat comú al nord d'Itàlia si es confirma que Cecili provenia efectivament d'aquesta zona.
A Roma, en canvi, no era un nom gens comú, i no es va usar fins que no hi arribà de la mà de personatges itàlics. Segons que refereix Aulus Gel·li, a Roma era considerat un nom que, en origen, s'havia donat a persones d'origen servil o esclaus alliberats; aquesta creença es deu al fet que els primers que portaren aquest nom degueren ser presoners de guerra sabèl·lics. Tal vegada per aquest motiu no va ser mai un nom gaire comú a Roma, per bé que es documenta ocasionalment a llocs com Preneste, Pisaure, Capena, el llac Fucino, entre els marses, i a Nola.
A partir de l'època imperial, tots els Estacis que es documenten són de la gens Estàcia, de manera que no es tracta del seu praenomen ans del seu nomen.

## Referències

* 1 2 3 4 «Statius». A: Realencyclopädie der classischen Altertumswissenschaft.
* ↑ Aulus Gel·li, Les Nits Àtiques, IV 20.
# Jack Medica

Jack Chapman Medica (Seattle, Estats Units, 5 d'octubre de 1914 - Carson City, 15 d'abril de 1985) fou un nedador estatunidenc, guanyador de tres medalles olímpiques.
Va participar, als 21 anys, als Jocs Olímpics d'Estiu de 1936 realitzats a Berlín (Alemanya nazi), on va aconseguir guanyar la medalla d'or en la prova dels 400 metres lliures, establint un nou rècord olímpic amb un temps de 4:44.5 minuts, i la medalla de plata en les proves de 1.500 metres lliures i relleus 4x200 metres lliures.
Després de la seva retirada de la natació de competició, provocada per la Segona Guerra Mundial, va ensenyar nocions de supervivència a l'aigua a la Marina dels Estats Units. Posteriorment fou professor a la Universitat de Pennsilvània i entrenador de l'equip de natació i salts dels Penn Quakers.
Durant la seva carrera d'elit va guanyar 10 títols nacionals individuals de Amateur Athletic Union (AAU) i va establir 11 rècords mundials en distàncies que van des dels 200 metres fins a una milla. El 1966 va ser inclòs a l'International Swimming Hall of Fame.

## Referències

* 1 2 «Olympedia – Jack Medica». [Consulta: 4 novembre 2024].
* 1 2 «Jack Medica (USA)». ISHOF.org. International Swimming Hall of Fame. Arxivat de l'original el February 16, 2015. [Consulta: 29 gener 2013].
# Can Boba

Can Boba és un edifici del municipi de Sant Cugat del Vallès (Vallès Occidental) que forma part de l'Inventari del Patrimoni Arquitectònic de Catalunya. La vall on està situada aquesta casa formà part d'uns dels termes més importants de Sant Cugat medieval. Els teus antecedents és possible que siguin antics encara que sigui de construcció moderna.

## Descripció

És una casa pairal d'estructura de planta rectangular formada per planta baixa, pis i golfes. Manté simetria en la composició i en la disposició de les obertures. Al mig de la teulada s'aixeca una torre-mirador d'estructura quadrada. Cal destacar la capella adossada en una de les façanes laterals, és de planta rectangular i la seva façana està acabada per un front.

## Referències

* 1 2 «Can Boba». Inventari del Patrimoni Arquitectònic de Catalunya. Direcció General del Patrimoni Cultural de la Generalitat de Catalunya. [Consulta: 3 abril 2015].
# Guido Altarelli

Guido Altarelli (Roma, 12 de juliol de 1941 - Ginebra, 30 de setembre de 2015) va ser un físic teòric italià.

## Biografia

Altarelli es va llicenciar en ciències físiques a la Universitat de Roma La Sapienza el 1963 i es va doctorar a la Universitat de Florència (1965–68). Va treballar a la Universitat de Nova York (1968–69), la Universitat Rockefeller (Nova York, 1969–70), a l'École Normale Superieure de Paris (1976–77, 81) i a la Universitat de Boston (1985–86). Durant el període 1970-92 va ser professor a La Sapienza de Roma (d'on va ser catedràtic d'ençà el 1980). Fou director de la Secció de Roma de l'Institut Nacional de Física Nuclear INFN (1985–87). El 1992 es va traslladar a la Universitat de Roma III recent creada.
Del 1987 al 2006 va ser físic sènior a la Divisió de Teoria del CERN, on fou director de la divisió els anys 2000-2004. Al CERN va tenir una funció capdavantera en la interpretació dels resultats del col·lisionador SppS, en la preparació dels col·lisionadors LEP i LHC i en l'anàlisi teòrica dels resultats experimentals.
La seva contribució més famosa, obtinguda amb Giorgio Parisi el 1977, és la derivació de les equacions d'evolució de la teoria de la interacció forta QCD per a les densitats de partons, conegudes com a equacions Altarelli- Parisi o de DGLAP.

## Premis

* Membre de l'Acadèmia polonesa de Ciències
* Premi Julius Wess 2011 per Consecucions Excepcionals en Física de Partícules Elementals i Astropartícules - Institut de Tecnologia de Karlsruhe.
* Premi J. J. Sakurai 2012 en Física Teòrica de Partícules - Societat Americana de Física.
* Premi de la Societat de Física Europea 2015 en Física de Partícules i d'altes Energies (HEP-EPS).

## Referències

* ↑ Maiani, Luciano; Martinelli, Guido Annual Review of Nuclear and Particle Science, 68, 1, 19-10-2018, pàg. 1–15. Bibcode: 2018ARNPS..68....1M. DOI: 10.1146/annurev-nucl-101917-021029. ISSN: 0163-8998 [Consulta: free].
* ↑ Forte, Stefano. From my vast repertoire-- : Guido Altarelli's legacy. Singapore: World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd, 2019. ISBN 978-981-323-804-6. OCLC 1061311069.
* ↑ «The title of the IFJ PAN Honorary Professor conferred on Guido Altarelli», 16-09-2013. Arxivat de l'original el 1 octubre 2015. [Consulta: 12 març 2014].
* ↑ G. Altarelli and G. Parisi Nuclear Physics, B126, 2, 1977, pàg. 298–318. Bibcode: 1977NuPhB.126..298A. DOI: 10.1016/0550-3213(77)90384-4.
* ↑ «Morto il fisico Guido Altarelli» (en italià). ANSA.it, 01-10-2015.
* ↑ CERN Courier, 53, 10, 12-2013, pàg. 33.
* 1 2 Schaeffer, Anaïs CERN Bulletin, 06-07, 2-2012.