OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# S de la Vela

S de la Vela (S Velorum) és un estel variable a la constel·lació de la Vela amb una magnitud aparent que varia entre +7,74 i +9,50. S'hi troba a una distància aproximada de 446 anys llum del sistema solar.
S de la Vela és una binària espectroscòpica amb un període de 5,9336 dies. La component primària és un estrella blanca de la seqüència principal de tipus espectral A5Ve, semblant a Alcor (80 Ursae Majoris). És 18,2 vegades més lluminosa que el Sol i té un radi de 2,23 radis solars. L'estel secundari és una gegant o subgegant taronja catalogada des de K5IIIe fins a K4IV. La seva lluminositat és 3,5 vegades superior a la lluminositat solar i, de major grandària que la seua acompanyant, el seu diàmetre és 4,6 vegades més gran que el del Sol. Té una massa de 0,45 masses solars, gairebé 6 vegades menor que la de l'estel primari.
S de la Vela és una binària propera del tipus «binària semidesprenguda», cosa que suposa que un dels estels plena el seu lòbul de Roche i cedeix massa estel·lar a la seva companya o a un disc d'acreció. Igual que Algol (β Persei) o λ Tauri, és una binària eclipsant del tipus variable Algol; quan la gegant taronja intercepta la llum de la seva companya, la lluentor conjunta disminueix 1,76 magnituds.

## 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.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ «Third bibliographic catalogue of stellar radial velocities (Text in French)». Astronomy and Astrophysics, 1994, pàg. 603–609.
* ↑ «S Velorum - Eclipsing binary of Algol type» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 23 maig 2021].
* ↑ {{V*%20S%20Vel|S Velorum|23 maig 2021}}
* ↑ Budding, E.; Erdem, A.; Çiçek, C.; Bulut, I.; Soydugan, F.; Soydugan, E.; Bakiş, V.; Demircan, O. «Catalogue of Algol type binary stars». Astronomy and Astrophysics, 417, 2004. pp. 263-268.
* ↑ Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». Astronomy and Astrophysics, 446, 2, 2006. pp. 785-789 (Tabla consultada en CDS).
# Schedar

Schedar és el nom de l'estrella α Cassiopeiae (α Cass / 18 Cassiopeiae), de magnitud aparent 2,24 i la més brillant de la constel·lació de Cassiopeia. El seu nom, escrit també com Shed o Shed, prové de la paraula àrab صدر Sadr, "pit", per la posició que té al cor de la reina Cassiopeia.
Schedar és una estrella gegant taronja de tipus espectral K0IIIa i 4.530 K de temperatura que es troba a 229 anys llum de distància de la Terra. La seva lluminositat, en llum visible només, és de 500 sols, però, considerant la radiació total emesa, la seva lluminositat puja a 855 vegades la lluminositat solar, situant Schedar dins de la classe de les gegants lluminoses. És una de les poques estrelles on s'ha observat directament el seu enfosquiment de limbe, amb un valor mesurat del seu diàmetre angular de 0,00525 segons d'arc. El seu radi és 42 vegades el radi solar i té una massa aproximada de 4-5 masses solars. La seva composició química és similar a la del Sol, tot i que mostra uns continguts notablement baixos d'alguns elements com zirconi i Europi. La seva edat s'estima entre 100 i 200 milions d'anys.
Encara que tradicionalment Schedar estava classificada com una estrella variable, des del segle xix no s'ha detectat cap mena de variació en la seva brillantor.

## Referències

* ↑ «Revised MK spectral types for G, K ans M stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 4-1980, pàg. 541–563. DOI: 10.1086/190662.
* ↑ 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 URL de la referència: http://stars.astro.illinois.edu/sow/shedar.html. Arxiu de l'URL: https://web.archive.org/web/20100327123048/http://stars.astro.illinois.edu/sow/shedar.html. Data d'arxivament: 27 març 2010.
* 1 2 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.
* 1 2 3 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.
* 1 2 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.
* ↑ 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 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.
* ↑ Dades astronòmics de Schedar (SIMBAD)
* 1 2 «Schedar (Stars, Jim Kaler)». Arxivat de l'original el 2009-01-08. [Consulta: 28 febrer 2010].
# Scorpius X-1

Scorpius X-1 (abreujat Sco X-1) és una binària de raigs X localitzada a la constel·lació d'Escorpió. Està situada a una distància de 3.000 pársecs (9.000 anys llum). A part del Sol, és la font de raigs X més brillant del nostre cel. La seva lluminositat és de 2.3×10$^{31}$ W, unes 60.000 vegades la del Sol.
Va ser descoberta en 1962 per un equip sota la direcció de Riccardo Giacconi a Cambridge, Massachusetts, mitjançant un detector de raigs X a bord d'un coet sonda Aerobee. En aquells temps, no s'esperava que existiren fonts de raigs X brillants fora del nostre sistema solar i el detector va ser llançat amb el propòsit de detectar raigs X a la Lluna. En lloc d'això, el detector va descobrir Sco X-1, una font extremadament brillant i sense una correspondència aparent en el cel visible. La font va ser més tard associada a un estel blau molt feble anomenada V818 Scorpii.
El sistema està classificat com una binària de baixa massa emissora de raigs X. Està format per una estrella de neutrons d'unes 1.4 masses solars i una estrella companya de només 0.42 masses solars. Podria ser que les dues estrelles no hagin nascut juntes i el sistema s'hagi format per una trobada fortuïta dins el cúmul globular de què formen part.

## Referències

* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* ↑ URL de la referència: https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/1960.html, .
* ↑ Gijs Nelemans «The distances to Galactic low-mass X-ray binaries: consequences for black hole luminosities and kicks» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2004, pàg. 355–366. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2004.08193.X.
* ↑ Afirmat a: The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes, Fourth Edition. Autor: William Foster van Altena. Pàgina: 0. Data de publicació: 1995.
* 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.
* ↑ «Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue». Astronomy and Astrophysics, 12-1995, pàg. 269–280.
# Shaula

Shaula (Lambda Scorpii / λ Sco / 35 Sco) és una estrella situada a la constel·lació d'Scorpius («L'Escorpí»). Malgrat la seva designació Bayer «Lambda» (sisena lletra de l'alfabet grec) és, després d'Antares (α Scorpii), el segon punt més brillant de la constel. El seu nom prové de l'àrab الشولاءaš-šawlā ', «l'agulló».
Shaula apareix visualment com una estrella múltiple amb tres components: λ Scorpii A, de magnitud aparent +1,62, λ Scorpii A a una distància de 42 segons d'arc, i λ Scorpi C, a una distància de 95 segons d'arc d'A Es desconeix si les components B i C estan físicament associades a A.
Lambda Scorpii A és, al seu torn, un sistema estel·lar triple. El component principal, Shaula A o Shaula Aa, està catalogada com una subgegant blau de tipus espectral B2IV i una temperatura superficial de 25.000 K. El seu radi és 6,2 vegades més gran que el solar i la seva massa equival a unes 11 masses solars, paràmetres més en concordança amb una estrella de seqüència principal i no amb una subgegant. És a més una estrella variable polsant de tipus Beta Cephei amb dos períodes superposats de 0,2137 i 0,1069 dies.
Shaula Aa òrbita cada 2,96 anys al voltant de l'estrella principal, a una separació mitjana real de 5,7 unitats astronòmiques (ua). Se la pot considerar una versió menor de Shaula A; el seu radi és 5,4 vegades el solar i la seva massa és 8 vegades la del Sol. Amb una temperatura superficial de 21.000 K, és 5.000 vegades més lluminosa que el Sol
El tercera component, anomenada Shaula Ab, té un període orbital al voltant de Shaula Aa de només 5,9525 dies, en una òrbita excèntrica -malgrat la seva proximitat que fa que la separació entre les dues estrelles varia entre 0,11 i 0,19 ua. Amb una massa estimada 1,8 vegades més gran que la massa solar, Shaula Ab pot ser una estrella de neutrons, una nana blanca massiva o, potser amb més probabilitat, una estrella T Tauri encara en formació, donada la joventut del sistema, que és inferior als 15 milions d'anys.
Tot i que el satèl·lit Hipparcos va situar Shaula a 700 anys llum de distància de la Terra, observacions més recents suggereixen que la distància pot ser de només 365 anys llum, pràcticament la meitat del valor anterior.

## 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.
* ↑ Ident = Shaula & NbIdent = 1 & Radius = 2 & Radius.unit = arcmin & submit = submit + id Lambda Scorpii A (SIMBAD)
* 1 2 3 4 «Shaula (Stars, Jim Kaler)». Arxivat de l'original el 2009-01-09. [Consulta: 1r novembre 2020].
# Sigma del Llop

Sigma del Llop (σ Lupi) és un estel de la constel·lació del Llop, de magnitud aparent +4,42. Classificada als catàlegs com a gegant blava de tipus espectral B2III, Sigma Lupi pot ser, segons altres autors, un estel de la seqüència principal de tipus B1-B2V. S'hi troba a 574 anys llum del sistema solar.
Molt més calent que el Sol -la seua temperatura efectiva és de 23.000 K-, Sigma del Llop brilla amb una lluminositat 5.754 vegades major que la lluminositat solar. El seu diàmetre és 4,5 vegades més gran que el diàmetre solar i la mesura de la seua velocitat de rotació projectada dona com a resultat la modesta xifra -per a una estrella calenta de les seves característiques- de 80 km/s; no obstant això, cal prendre aquest valor com un límit inferior, ja que, depenent de la inclinació del seu eix de rotació, la seva velocitat pot ser molt superior. 9 vegades més massiva que el Sol, la seva edat pot ser d'aproximadament 13 milions d'anys.
Sigma del Llop sembla tenir una companya propera que fa que la seva lluentor variï 0,02 magnituds. No és una binària eclipsant sinó una variable el·lipsoidal rotatòria, això és, la proximitat entre les estrelles fa que aquestes tinguin forma el·lipsoidal, de manera que l'àrea visible canvia conforme les estrelles es mouen en la seva òrbita. Spica (α Virginis) és l'exemple més notable d'aquesta classe de variables.

## 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.
* 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.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ Afirmat a: Catàleg de velocitats rotacionals dels estels. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juny 1970.
* ↑ «Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system» (en anglès). Astronomy Letters, 11, 11-2006, pàg. 759–771. DOI: 10.1134/S1063773706110065.
* 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.
* ↑ «Sigma Lupi - Ellipsoidal variable Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ Sigma Lupi Arxivat 2013-01-15 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 Levenhagen, R. S.; Leister, N. V. «Spectroscopic analysis of southern B and Be stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371, 1, 2006. pp. 252-262 (Tabla consultada en CDS).
* ↑ Catalogue of Stellar Diameters (CADARS) (Pasinetti-Fracassini+ 2001)
* ↑ «Sigma Lupi» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 24 desembre 2020].
# TRAPPIST-1f

TRAPPIST-1f és un planeta extrasolarque forma part d'un sistema planetari format per almenys set planetes. Orbita l'estrella nana ultrafreda denominada TRAPPIST-1 aproximadament a 40 anys llum an la constel·lació d'Aquari. Va ser descobert en 2017 pel telescopi TRAPPIST per mitjà de trànsit astronòmic.

## Referències

* 1 2 Adam J. Burgasser «Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star» (en anglès). Nature, 7602, 02-05-2016, pàg. 221–224. DOI: 10.1038/NATURE17448.
* 1 2 3 4 5 Didier Queloz «Refining the Transit-timing and Photometric Analysis of TRAPPIST-1: Masses, Radii, Densities, Dynamics, and Ephemerides». The Planetary Science Journal, 1, 22-01-2021, pàg. 1. DOI: 10.3847/PSJ/ABD022.
* ↑ Brice-Olivier Demory «The nature of the TRAPPIST-1 exoplanets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 5-2018, pàg. 68–68. DOI: 10.1051/0004-6361/201732233.
* 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 TRAPPIST-1 f» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 17 desembre 2020].
* ↑ «The planetary system TRAPPIST-1 hosts at least 7 planets.» (en anglès). Open Exoplanet Catalogue. [Consulta: 19 desembre 2020].
* ↑ «Planeta TRAPPIST-1 f». The Extrasolar Planet Encyclopaedia. [Consulta: 23 febrer 2017].
# TT del Centaure

TT del Centaure (TT Centauri) és un estel variable a la constel·lació de Centaure. La seva distància al sistema solar no és ben coneguda; diverses fonts donen una xifra compresa entre 2.900 i 4.500 anys llum.
De tipus espectral CSe, TT del Centaure és una estrella de carboni amb certs atributs propis d'una estrella de tipus S. Els estels amb aquestes qualitats són molt poc freqüents, sent UY Centauri el prototip dels «estels SC». TT Centauri té una temperatura superficial de 2.400 K i la seva lluminositat és 6.500 vegades superior a la lluminositat solar. En l'actualitat, perd massa estel·lar a raó de 2,5 × 10$^{-7}$ masses solars per any. Una altra característica d'aquests estels és la seva gran grandària; el radi de TT Centauri és ~ 475 vegades més gran que el radi solar, equivalent a 2,2 ua; si estiguera al lloc del Sol, les òrbites dels quatre planetes interiors quedarien englobades a l'interior de l'estel.
TT del Centaure és una variable Mira la lluentor de la qual oscil·la entre magnitud +11,5 i +16,5 al llarg d'un període de 462 dies. En aquestes variables —entre les quals es troben Mira (ο Ceti) i R Centauri— la inestabilitat prové de pulsacions en la superfície estel·lar, cosa que provoca canvis de color i lluentor. En el transcurs d'uns milions d'anys TT Centauri expulsarà les seves capes externes creant una nebulosa planetària, quedant el nucli romanent com una nana blanca.

## 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.
* ↑ 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 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.
* ↑ «The long period variables» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1963, pàg. 367–415. DOI: 10.1093/MNRAS/125.5.367.
* ↑ «V* TT Cen -- S Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 12 gener 2021].
* 1 2 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.
* ↑ TT Centauri (General Catalogue of Variable Stars)
# Tau1 d'Àries

    Per altres sistemes d'estrelles amb aquesta designació de Bayer, vegeu Tau Arietis.
Tau¹ d'Àries (τ¹ Arietis) és un sistema estel·lar triple de la constel·lació d'Àries. Està aproximadament a 462 anys llum de la Terra.
La component primària, τ¹ Arietis A, és una binària eclipsant classificada com a subgegant blanca-blava del tipus B. Les dues components són de la magnitud aparent +5,4 i +7,9 i estan separades 0,15 segons d'arc. A 0,67 segons d'arc d'A hi trobam τ¹ Arietis B, que és de la magnitud aparent +8,4. La magnitud combinada mitjana del sistema és +5,27, però degut als eclipses de les components, la lluentor varia de la magnitud +5,26 a +5,32.

## Referències

* ↑ «The kinematics of the Gould belt: an expanding group ?». The Astrophysical Journal Supplement Series, 12-1968, pàg. 371. DOI: 10.1086/190179.
* 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 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.

## Enllaços externs

* SIMBAD
* Aladin previewer
* Aladin sky atlas
# Tau de la Balena f

Tau de la Balena f és un exoplaneta confirmat que pot estar orbitant a la vora de l'estrella de característiques similars al sol Tau de la Balena a una distància d'11,905 anys llum del Sol. És el cinquè planeta des de Tau de la Balena en el sistema, el planeta més exterior del sistema descobert fins al 2012.
És notable per la seva predita habitabilitat i propietats similars a la Terra, amb un Earth Similarity Index de 0,71 i una òrbita que el col·loca en la zona habitable de Tau Ceti.

## Descobriment

Igual que amb els altres quatre planetes de Tau de la Balena, va ser detectat duent a terme anàlisis estadístiques de les dades de les variacions de l'estrella en velocitat radial que es van obtenir a partir del HIRES, AAPS, i HARPS.

### Característiques

A causa del mètode de detecció utilitzat, se saben algunes propietats del planeta, com la seva òrbita i la massa. Orbita Tau de la Balena a una distància d'1,35 ua (prop de l'òrbita de Mart en el sistema solar) amb un període orbital de 642 dies i té una massa mínima de 6,6 masses terrestres que el classifica com a superterra.

### Possible habitabilitat

Assumint que Tau de la Balena f és un planeta tel·lúric, probablement seria almenys 2,3 vegades més gran que la Terra. Amb una atmosfera similar a la Terra, la temperatura de la superfície seria d'aproximadament −40°C. Amb una atmosfera més densa capaç de produir un fort efecte hivernacle podria tenir una temperatura molt més alta, entre 0 °C i 50 °C, suficient perquè existeixi la vida complexa.

## Referències

* 1 2 3 4 Guillem Anglada Escudé «Color Difference Makes a Difference: Four Planet Candidates around τ Ceti» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 05-09-2017, pàg. 135. DOI: 10.3847/1538-3881/AA83B4.
* 1 2 3 Guillem Anglada Escudé «Color Difference Makes a Difference: Four Planet Candidates around τ Ceti» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 05-09-2017, pàg. 135. DOI: 10.3847/1538-3881/AA83B4.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 3 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.
* ↑ «Planet tau Cet f» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 13 desembre 2020].
* 1 2 «Two Nearby Habitable Worlds? - Planetary Habitability Laboratory @ UPR Arecibo». Phl.upr.edu. Arxivat de l'original el 2021-03-08. [Consulta: 8 gener 2014].
* ↑ Tuomi, M. [et al]. «Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the tau Ceti velocities». Astronomy & Astrophysics, preprint. arXiv: 1212.4277. Bibcode: 2012yCat..35519079T. DOI: 10.1051/0004-6361/201220509.
# Theta Canis Majoris

Theta Canis Majoris (θ CMa / 14 Canis Majoris / HD 50778 / HR 2574) és un estel a la constel·lació del Ca Major de magnitud aparent +4,09. S'hi troba situat a 252 anys llum de distància del sistema solar.
Theta Canis Majoris és una de les nombroses gegants taronges visibles al cel nocturn. De tipus espectral K3/4III, té una temperatura efectiva de 4.084 K. El seu radi és 30,1 vegades més gran que el radi solar, equivalent a 0,14 ua. Giravolta sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada —límit inferior de la mateixa— de 4,27 km/s. La seva massa és aproximadament igual a la del Sol, però és un estel molt més vell i evolucionat, sent la seva edat aproximada de 8.110 ± 2.370 milions d'anys. El nostre Sol, dins de 4.300 milions d'anys, presentarà un aspecte similar.
Theta Canis Majoris té una metal·licitat —abundància relativa d'elements més pesats que l'heli— inferior a la solar en un 45% ([Fe/H] = -0,26). Aquesta mateixa tendència s'observa en el seu contingut relatiu de carboni, mentre que els nivells d'oxigen i nitrogen són molt més propers als solars.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, Vol. 5. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1999.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ 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 4 5 Pablo Mauas «Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 26-01-2015. DOI: 10.1051/0004-6361/201424474.
* 1 2 tet CMa -- Star (SIMBAD)
* ↑ 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.
* ↑ Hekker, S.; Meléndez, J. «Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters». Astronomy and Astrophysics, 475, 3, 2007. pp. 1003-1009.
* ↑ Meléndez, J.; Asplund, M.; Alves-Brito, A.; Cunha, K.; Barbuy, B.; Bessell, M. S.; Chiappini, C.; Freeman, K. C.; Ramírez, I.; Smith, V. V.; Yong, D. «Chemical similarities between Galactic bulge and local thick disk red giant stars». Astronomy and Astrophysics, 484, 3, 2008. pp. L21-L25.