OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Messier 80

Messier 80 (M80 o NGC 6093) és un cúmul globular de classe II, situat a la constel·lació d'Escorpió. Va ser descobert per Charles Messier el 1781. William Herschel va ser el primer a resoldre-hi estrelles.
M80 és un cúmul globular amb una magnitud aparent de prop de 10 minuts d'arc. Té un diàmetre de prop de 95 anys llum. Es tracta d'un dels cúmuls més densament poblats de la Via Làctia. Conté un nombre relativament alt d'estrelles endarrerides blaves. Aquestes estrelles, les més joves del cúmul, haurien perdut les capes exteriors a conseqüència d'encontres amb altres membres del cúmul o com a resultat de col·lisions estel·lars dins d'aquest dens cúmul. Imatges del telescopi espacial Hubble mostren una alta densitat d'aquestes estrelles, suggerint que al centre del cúmul s'hi produeix una alt grau de col·lisions estel·lars.
El 21 de maig de 1860 s'hi descobrí una nova que va arribar a la magnitud de +7.0, aquesta nova se la va anomenar T Scorpii i durant un breu espai de temps va tenir una magnitud superior a la de tot el cúmul.
M80 està situat entre Antares (α Scorpii) i Graffias (β Scorpii), dins una àrea de la Via Làctia molt rica en nebuloses. Aquest cúmul pot ser observat fàcilment a ull nu.

## Enllaços externs

* SEDS (anglès)
* Dades astronòmiques SIMBAD (anglès)

## Referències

* 1 2 «NGC 6093 (= M80 = GCL 39)». [Consulta: 23 abril 2018].
* 1 2 Lee Spitler «Uniting old stellar systems: from globular clusters to giant ellipticals» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2008, pàg. 1924–1936. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2008.13739.X.
* 1 2 3 4 5 William E. Harris «A catalog of parameters for globular clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomical Journal, 1996, pàg. 1487. DOI: 10.1086/118116.
* 1 2 3 4 Laura Ferrarese «G2C2 – I. Homogeneous photometry for Galactic globular clusters in SDSS passbands» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 16-11-2013, pàg. 1725–1733. DOI: 10.1093/MNRAS/STT2002.
* 1 2 Ralf-Dieter Scholz «Global survey of star clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2013, pàg. 53–53. DOI: 10.1051/0004-6361/201322302.
* 1 2 «The ACS survey of galactic globular clusters. X. New determinations of centers for 65 clusters» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 09-11-2010, pàg. 1830–1837. DOI: 10.1088/0004-6256/140/6/1830.
# Metó (astrònom)

Metó d'Atenes (en grec antic Μέτων Méton) fou un matemàtic, astrònom, astròleg, geòmetra, i enginyer grec que va viure a Atenes al segle V aC. És conegut pel seu cicle metònic de 19 anys que va introduir al 432 aC al calendari lunisolar de l'Àtica com mètode per al càlcul de dates. Metó va trobar que 19 anys solars són gairebé igual a 235 mesos lunars i a 6.940 dies. Va ser un dels primers astrònoms grecs a fer observacions astronòmiques exactes. Treballant amb Euctemó, va observar el solstici d'estiu el 27 de juny del 432 aC, que significava el Cap d'any pels atenesos.
Metó apareix breument com un personatge a l'obra d'Aristòfanes Els ocells. Va sobre l'escenari duent instruments de topografia i és descrit com un geòmetra que "pretén mesurar les planes aèries i dividir-les en carrers". No es conserva cap de les seves obres.
Metó es va allistar a l'exèrcit atenenc poc abans que aquest marxés cap a l'expedició de Siracusa el 413 aC. Com que coneixia perfectament el futur i la desgràcia de l'expedició, per haver consultat les estrelles, va intentar per tots els mitjans no embarcar. Plutarc diu que igual que Metó, Sòcrates també s'havia oposat a aquesta guerra contra Sicília, ja que el seu "geni familiar" li hauria predit el fatal desenllaç.
Per a evitar el seu destí, Metó va fingir que s'havia tornat boig i va cremar casa seva. Plutarc diu que ho va fer millor que Odisseu, que va dir que estava boig per no anar a la guerra de Troia. Però el mateix Plutarc explica després, que Metó no va fingir bogeria, sinó que la seva casa s'havia cremat de nit, i va anar corrents a l'àgora molt afligit, demanant que en atenció als béns perduts i a la desventura que correria la guerra, alliberessin el seu fill del servei, que havia estat nomenat cap d'una trirrem. Claudi Elià diu que els arconts van alliberar finalment Metó i el seu fill de les seves obligacions militars.

## Referències

* ↑ Toomer, G.J. "Meton". A: Dictionary of Scientific Biography. New York: Charles Scribner's Sons, 1970-1980. Vol. 9, p. 337-340
* ↑ Montero, Santiago. Diccionario de adivinos, magos y astrólogos de la antigüedad. Valladolid: Trotta, 1997, p. 211. ISBN 8481641618.
# Mi del Serpentari

Mi del Serpentari (μ Ophiuchi) és un estel a la constel·lació del Serpentari de magnitud aparent +4,62. Està situada a 753 anys llum del sistema solar.
Mi del Serpentari és una estrella gegant o subgegant blanc-blavenca de tipus espectral B8 la temperatura superficial de la qual és de 12.200 K. Incloent l'energia emesa com a llum ultraviolada, la seva lluminositat és 2.170 vegades major que la lluminositat solar. El seu radi és 10,5 vegades més gran que el del Sol i rota amb una velocitat projectada de 114 km/s —si bé el valor real pot ser significativament major—, implicant un període de rotació igual o inferior a 4,5 dies. Amb una edat aproximada de 80 milions d'anys, la seva massa és un poc major de 5 masses solars. Hom pensa que recentment ha acabant la fusió del seu hidrogen intern, i el seu nucli s'està contraient com a pas previ abans de començar la fusió de l'heli en carboni i oxigen; amb el temps evolucionarà en una variable cefeida pulsant.
Mi del Serpentari és una estrella de mercuri-manganès, amb una sobreabundància d'aquest últim element. Aquests estels, tipificats per Alpheratz (α Andromedae) i χ Lupi, tenen una atmosfera estel·lar en relativa calma on diferents tipus d'àtoms s'enfonsen per l'acció de la gravetat, mentre que uns altres són empesos a l'exterior per la pressió de radiació, fent que la seva distribució no sigui homogènia.

## Referències

* ↑ Richard O. Gray «The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation» (en anglès). Astronomical Journal, 4-1994, pàg. 1556–1564. DOI: 10.1086/116967.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Rotational Velocities of B Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 7-2002, pàg. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
* ↑ «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 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.
* ↑ «57 Oph -- Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 17 desembre 2020].
* 1 2 «Mu Ophiuchi» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 17 desembre 2020].
# NGC 52

NGC 52 (PGC 978) és una galàxia espiral localitzada en la constel·lació del Pegàs. Va ser descoberta el 18 de setembre de 1784 per William Herschel. La va descriure com "molt feble, petit, estès".
La galàxia té aproximadament 150,000 anys llum de diàmetre. Això la fa en comparació amb la Via Làctia, aproximadament 1.5 vegades més gran. La galàxia també té una galàxia el·líptica satèl·lital anomenada PGC 1563523.

## Referències

* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ Po-Feng Wu «Cosmicflows-2: the data» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 05-09-2013, pàg. 86. DOI: 10.1088/0004-6256/146/4/86.
* 1 2 R. Brent Tully «Cosmicflows-3» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 03-08-2016, pàg. 50. DOI: 10.3847/0004-6256/152/2/50.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD. Data de consulta: 1r setembre 2014.
* 1 2 Thomas H. Jarrett «The Two Micron All Sky Survey (2MASS)» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 2-2006, pàg. 1163–1183. DOI: 10.1086/498708.
* 1 2 «New General Catalog Objects: NGC 50 - 99». .
# NGC 5466

NGC 5466 és un cúmul globular de classe XII en la constel·lació del Bover, localitzat a 51900 anys llum de la Terra i a 52800 del centre galàctic. Va ser descobert per William Herschel el 17 de maig de 1784. Aquesta classe de cúmuls estel·lars contenen una branca horitzontal d'estels, major que en altres cúmuls globulars. Es diu que en aquest cúmul globular hi ha un corrent estel·lar, aquesta característica es va descobrir el 2006.

## Vegeu també

* Cúmul globular
* Constel·lació del Bover
* New General Catalogue
* Branca horitzontal

## Referències

* 1 2 «NGC 5466». [Consulta: 18 maig 2017].
* 1 2 3 4 5 William E. Harris «A catalog of parameters for globular clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomical Journal, 1996, pàg. 1487. DOI: 10.1086/118116.
* 1 2 Ralf-Dieter Scholz «Global survey of star clusters in the Milky Way» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2013, pàg. 53–53. DOI: 10.1051/0004-6361/201322302.
* 1 2 «The ACS survey of galactic globular clusters. X. New determinations of centers for 65 clusters» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 09-11-2010, pàg. 1830–1837. DOI: 10.1088/0004-6256/140/6/1830.
* ↑ Sangmo Sohn «Ultraviolet properties of Galactic globular clusters with GALEX. II. Integrated colors» (en anglès). Astronomical Journal, 5, 24-09-2012, pàg. 126. DOI: 10.1088/0004-6256/144/5/126.
* ↑ «A Classification of Globular Clusters».

## Enllaços externs

* NGC 5466 en WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles and images
* «SIMBAD Extragalactic Dabatase».
* «Adsabs.Harvard Info».
# NGC 6709

NGC 6709 és un cúmul obert situat a la Constel·lació de l'Àguila, a 3504,5 anys llum de distància de la Terra.

## Referències

* ↑ 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.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 Marcelo Assafin «Proper motions of the optically visible open clusters based on the UCAC4 catalog» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2014, pàg. 79–79. DOI: 10.1051/0004-6361/201323226.
* ↑ Andrea Kunder «A RAVE investigation on Galactic open clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2017, pàg. 106–106. DOI: 10.1051/0004-6361/201630012.
* 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.

## Enllaços externs

* Simbad
* webda
* NGC 6709 a WikiSky: DSS2, SDSS, GALEX, IRAS, Hydrogen α, X-Ray, Astrophoto, Sky Map, Articles i imatge (anglès)
# NGC 7000

NGC 7000 és una nebulosa d'emissió en la constel·lació del Cigne, situada prop de Deneb (α Cygni), que també rep el nom de nebulosa Amèrica del Nord. La regió central fosca es denomina El Golf de Mèxic, ja que en algunes plaques astronòmiques de fa molts anys s'assemblava a aquesta regió de la Terra.
NGC 7000 és una nebulosa gran que cobreix una àrea equivalent a la lluna plena, però la seva baixa lluentor superficial fa que normalment no sigui visible ull nu (no obstant això, en una nit fosca i amb ajuda d'un filtre UHC pot veure's sense ajuda òptica). NGC 7000 i la propera nebulosa del Pelicà (IC 5070) formen part del mateix núvol interestel·lar d'hidrogen ionitzat (regió HII). L'àrea fosca del centre és una regió molt densa de material interestel·lar que es troba davant de la nebulosa i que absorbeix la llum de la mateixa, donant al conjunt la seva forma característica.
No es coneix amb precisió la distància que ens separa de NGC 7000, ni l'estel responsable de la ionització de l'hidrogen que produeix l'emissió de llum. Si, com algunes fonts assenyalen, Deneb és l'estel que il·lumina la nebulosa, la distància de NGC 7000 a la Terra seria de l'ordre de 1800 anys llum.

## Vegeu també

* Llista d'objectes NGC

## Enllaços externs

* Catàleg SEDS
* APOD. «North America and the Pelican» (en anglès). [Consulta: 8 novembre 2018].

## Referències

* ↑ Kazimieras Černis «Interstellar extinction in the vicinity of the North America and Pelican nebulae. II». Baltic Astronomy, 1993, pàg. 171–213.
* 1 2 Afirmat a: SIMBAD.
# Nana de la Quilla

La Galàxia Nana de la Quilla és una galàxia satèl·lit de la Via Làctia que forma part del Grup Local. S'hi troba a la constel·lació austral de la Quilla, a 330.000 anys llum de la Terra. Amb un diàmetre d'aproximadament 2000 anys llum, és una galàxia nana esferoidal molt tènue de magnitud visual 11,3.
La Galàxia Nana de la Quilla sembla que ha tingut tres episodis diferents de formació estel·lar, fa 15.000, 7.000 i 3.000 milions d'anys. Més de la meitat dels estels van nàixer en l'episodi intermedi, fa 7.000 milions d'anys. Només un 10-20 % dels estels es van formar en la primera època, i la galàxia va romandre inactiva durant prop de 4000 milions d'anys.
Va ser descoberta el 1977 per mitjà de l'UK Schmidt Telescope.

## Enllaços externs

* Catàleg SEDS

## Referències

* 1 2 «The observed properties of dwarf galaxies in and around the Local Group» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 05-06-2012, pàg. 4. DOI: 10.1088/0004-6256/144/1/4.
* ↑ «The Local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies». Astronomical Journal, 2017, pàg. 6–6. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/6.
* ↑ Afirmat a: Redshift obtained from literature by the Ned team prior to november 1992. Pàgina: 1. Data de publicació: 1992.
* 1 2 Carlton Pryor «Proper Motions of Dwarf Spheroidal Galaxies fromHubble Space TelescopeImaging. II. Measurement for Carina». Astronomical Journal, 5, 11-2003, pàg. 2346–2361. DOI: 10.1086/378713.
* ↑ R. Brent Tully «Cosmicflows-3» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 03-08-2016, pàg. 50. DOI: 10.3847/0004-6256/152/2/50.
* 1 2 Afirmat a: The ESO/Uppsala Survey of the ESO(B) Atlas. Pàgina: 0–503. Editorial: European Southern Observatory. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1982.
* ↑ «Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 15-11-2012, pàg. 183. DOI: 10.1088/0004-6256/144/6/183.
* ↑ The Star Formation History of the Carina Dwarf Galaxy (en anglés)
# Nebulosa de la Carabassa

La nebulosa de la Carabassa, coneguda també com a nebulosa de l'Ou Podrit o pel seu nom tècnic OH 231.84 +4.22, és una nebulosa protoplanetària situada a la constel·lació de la Popa. Rep el nom de nebulosa de la Carabassa per la seua peculiar forma. L'altre àlies, nebulosa de l'Ou Podrit, al·ludeix a la gran quantitat de compostos sulfurosos presents en ella, la qual cosa produiria una desagradable olor si es pogués estar allí per comprovar-ho. Té aproximadament 1,4 anys llum de llarg i es troba en el cúmul obert M46, a uns 5.000 anys llum de distància. (Agència Espacial Europea)
La nebulosa es compon fonamentalment de gas expulsat per l'estel central i posteriorment accelerat en direccions oposades. El gas ha aconseguit enormes velocitats de fins a 1,5 milions de km/h. La major part de la massa estel·lar es troba ara en aquestes estructures bipolars de gas.
Un equip d'astrònoms espanyols i americans, utilitzant el telescopi espacial Hubble, ha estudiat com el doll de gas copeja contra el material que es troba al seu al voltant (en blau en la imatge). A causa de la gran velocitat del gas, l'impacte crea fronts de xoc que escalfen el gas. Encara que càlculs amb ordinador havien predit l'existència i estructura d'aquests xocs des de fa temps, observacions prèvies no havien pogut demostrar aquesta teoria. En color groc apareix el gas que flueix des de l'estel a gran velocitat. Una ampla banda de gas i pols oculta l'estel central. Aquest és una variable Mira que rep el designador variable QX Puppis.
La major part del gas que s'observa ara sembla haver estat sobtadament accelerat fa només uns 800 anys. Els astrònoms creuen que en altres 1000 anys la nebulosa es convertirà en una nebulosa planetària plenament desenvolupada.

## Vegeu també

* Nebulosa planetària

## Referències

* ↑ «The companion to the central mira star of the protoplanetary nebula OH 231.8+4.2» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 2004, pàg. 519–524. DOI: 10.1086/424827.
* 1 2 Afirmat a: WISE All-sky Data Release. Data de publicació: abril 2012.
* ↑ El Hubble revela choques no vistos hasta ahora
* 1 2 Hubble Hatches Image of Rotten Egg Nebula Shocks. 2001 News Release Arxivat 2012-03-15 a Wayback Machine. (NASA)
* ↑ Kastner, Joel H.; Weintraub, David A.; Merrill, K. M.; Gatley, Ian «Direct Detection of the Mira at the Heart of OH 231.8+4.2». The Astronomical Journal, 116, 1998. pp. 1412-1418.
# Nebulosa del Mussol

Messier 97 (també coneguda com la Nebulosa del mussol, M97 o NGC 3587) és una nebulosa planetària situada a la constel·lació de l'Ossa Major. Va ser descoberta per Pierre Méchain en 1781.
Lord Rosse li va donar el nom de Nebulosa del mussol el 1848. El 1866, William Huggins va reconèixer la seva naturalesa de nebulosa gasosa a partir de l'observació del seu espectre. Es troba a una distància aproximadament de 2600 anys llum de la Terra.
M97 és considerada com una de les nebuloses planetàries més complexes. La seva aparença ha estat interpretada com una coberta tòrica vista obliquament (és a dir, com una esfera sense els pols), de manera que els extrems del cilindre es corresponen a zones pobres en material expulsat, la zona corresponent als ulls del mussol. Aquesta coberta es troba embolicada per una nebulosa més tènue i menys ionitzada.
L'estrella central, de magnitud 16, té una massa aproximada de 0,7 masses solars, mentre que la massa de la mateixa nebulosa s'estima en 0,15 masses solars. La nebulosa es va formar fa uns 6000 anys.

## Referències

* 1 2 3 4 «Messier 97». Arxivat de l'original el 28 agost 2017. [Consulta: 22 febrer 2019].
* 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 Afirmat a: The SDSS Photometric Catalog, Release 8. Autor: Jennifer K. Adelman-McCarthy. Pàgina: 0. Data de publicació: 2011.
* ↑ «DA white dwarfs in Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and a search for infrared excess emission» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2011, pàg. 1210–1235. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2011.19337.X.

## Enllaços externs

* SEDS (anglès)
* Dades astronòmiques SIMBAD (anglès)
# Ni del Fènix

Ni del Fènix (ν Phoenicis) és una estrella nana de la seqüència principal de la constel·lació Phoenix. És similar al Sol, encara que més massiva i lluminosa. A una distància estimada en menys de 49 anys llum, aquesta estrella està relativament a prop del Sol. Basant-se en observacions d'un excés de radiació infraroja de l'estrella, podria tenir un anell de pols estès moltes ua des del límit interior que comença a 10 ua.

## Referències

* ↑ Christopher J. Corbally «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 02-06-2006, pàg. 161–170. DOI: 10.1086/504637.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 «Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 12-06-2018, pàg. 55–55. DOI: 10.1051/0004-6361/201732209.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ 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.
* ↑ «Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 12-06-2018, pàg. 55–55. DOI: 10.1051/0004-6361/201732209.
* ↑ C. A. Beichman, A. Tanner, G. Bryden, K. R. Stapelfeldt, M. W. Werner, G. H. Rieke, D. E. Trilling, S. Lawler, T. N. Gautier «IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs». Astrophysical Journal, 639, 2006, pàg. 1166-1176.
# Omega Cassiopeiae

Omega Cassiopeiae (ω Cas / 46 Cas) és un estel en la constel·lació de Cassiopea de magnitud aparent +4,97. Es troba a 699 anys llum de distància del sistema solar.

## Característiques

Omega Cassiopeiae està catalogada com una gegant blava de tipus espectral B5III, també classificada com a B7III. Té una temperatura efectiva de 12.860 K i una lluminositat 817 vegades major que la lluminositat del Sol. Amb un radi 5,8 vegades més gran que el radi solar, gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 35 km/s. Això comporta que el seu període de rotació no supera els 5,3 dies. La seva massa es xifra entre les 4,5 i les 4,7 masses solars i, segons alguns autors, més que una veritable geganta probablement és una subgeganta d'uns 100 milions d'anys.
Omega Casssiopeiae és un estel empobrit en heli —o estel Bw, com α Sculptoris— però enriquida en estronci. La seva atmosfera estel·lar, en relatiu repòs, propícia que alguns elements ascendeixin a la superfície per radiació i uns altres s'enfonsin a l'interior per la gravetat.

## Sistema binari

Omega Casssiopeiae és un estel binari l'acompanyant del qual ha pogut ser detectat mitjançant espectroscopia. El seu període orbital és de 69,92 dies. Assumint que aquest acompanyant és un estel de baixa massa, la seva separació mitjana respecte a l'estel blau és de 0,55 ua, sent l'òrbita relativament excèntrica.

## Referències

* ↑ Gerard T. van Belle «Directly determined linear radii and effective temperatures of exoplanet host stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 23-03-2009, pàg. 1085–1098. DOI: 10.1088/0004-637X/694/2/1085.
* 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.
* ↑ «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.
* ↑ «Fundamental Parameters of CP Stars observed at the 6-m Telescope. I. Observations in 2009-2011». Astrophysical Bulletin, 1, 1-2019, pàg. 62-65. DOI: 10.1134/S1990341319010061.
* 1 2 «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 Ome Cas - Star (SIMBAD)
* ↑ Omega Cassiopeiae. Esteneu Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
* 1 2 3 Omega Cassiopeiae (Stars, Jim Kaler)