OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# RX J1856.5-3754

RX J1856.5-3754 (també anomenat RX J185635-3754, RX J185635-375 i diverses altres designacions) és una estrella de neutrons en la corona Austral. Es creu que va ser creada per una supernova fa un milió d'anys i s'està movent a una velocitat de 108 km/s a través del cel. Va ser descoberta el 1992, i observacions del 1996 van confirmar que es tractava d'una estrella de neutrons, la més propera a la Terra mai descoberta. Primerament, es va creure que era a uns 150–200 anys llum de distància, però les següents observacions, fent servir l'Observatori de raigs X Chandra del 2002, varen mostrar que la distància n'era superior: d'uns 400 anys llum. Es va proposar que era una estrella massa petita per a ser de neutrons i que, per tant, havia de ser una estrella de quarks (vegeu 3C58). Aquesta hipòtesi no té suport actual per la seva manca d'evidència.

## Referències

* 1 2 James Lattimer «Revisiting the parallax of the isolated neutron star RX J185635-3754 using HST/ACS imaging» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 2010, pàg. 669–677. DOI: 10.1088/0004-637X/724/1/669.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 1 2 «Open clusters IC 4665 and Cr 359 and a probable birthplace of the pulsar PSR B1929+10» (en anglès). Astronomy Letters, 2008, pàg. 686–698. DOI: 10.1134/S1063773708100046.
* 1 2 «A systematic study of X-ray variability in the ROSAT all-sky survey» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 29-04-2003, pàg. 247–260. DOI: 10.1051/0004-6361:20030303.
* ↑ Truemper, J. E.; Burwitz, V.; Haberl, F.; Zavlin, V. E. «The puzzles of RX J1856.5-3754: neutron star or quark star?». Nuclear Physics B Proceedings Supplements, 132, juny 2004,, pàg. 560-565. DOI: 10.1016/j.nuclphysbps.2004.04.094.

## Enllaços externs

* http://jumk.de/astronomie/special-stars/rx-j185635-375.shtml
* http://chandra.harvard.edu/photo/2002/0211/.
Coordenades: 18$^h$ 56$^m$ 35$^s$; −37° 54′ 36″
# Es Carnatge des Coll d'en Rabassa

Es Carnatge és un espai natural costaner situat al centre de la badia de Palma, entre les barriades del Coll den Rabassa i Can Pastilla, just endret de l'aeroport de Son Sant Joan, a uns 5 km del centre de Palma. Compta amb petites cales arenoses i accessos rocosos a la mar, a més d'un passeig costaner amb accés per a ciclistes i vianants.
Davant el Carnatge, una mica cap a l'est, s'aixeca l'Illot de la Galera, de 2500 m², que també és una àrea natural d'essencial interès geològic i paleontològic. Les platges i els salts rocosos han patit una forta degradació a causa de la seva proximitat al nucli urbà. No obstant això el fons marí, de caràcter rocós i accidentat, no ha patit les mateixes agressions, conservant una gran diversitat biològica.
L'àrea natural des Carnatge es mostra com un petit reducte d'important interès geològic i paleontològic per la conservació de platges fòssils del Plistocè Superior. La declaració d'espai protegit li ve donada gairebé exclusivament pels dipòsits de fauna fòssil que han permès als paleontòlegs l'estudi i seguiment de l'evolució climàtica i geològica de l'illa de Mallorca.
El paisatge àrid i semidesèrtic de l'entorn es trenca per la presència esporàdica de figueres i tamaricàcies, acompanyats espècies endèmiques com el gatovell i l'estepa de flor blanca. Aquest enclavament costaner presenta un esglaó rocós d'escassa alçada que, juntament amb les platges fòssils d'origen quaternari, configura un conjunt litoral de gran valor.
Originàriament, l'actual ubicació de la ciutat de Palma, va servir d'assentament d'un poblat talaiòtic, que mantenia una economia basada en el mar.

## Cala Pudent

Al sector occidental del litoral del Carnatge hi trobem la cala Pudent o Platja des Carnatge, una petita platja de 50 metres de llargada per 15 d'ample de sorra gruixuda i rocs, normalment coberta per posidònia. Només s'hi pot accedir per un passeig per a vianants que enllaça cala Estància amb cala Gamba i no presenta cap tipus de servei.

## Referències

* ↑ Todas las playas de Mallorca. Laluzenpapel, 2011. ISBN 978-84-938783-0-6.

## Enllaços externs

* Es Carnatge al Web de l'Ajuntament de Palma Arxivat 2015-06-16 a Wayback Machine.
# Heerenveen

Heerenveen (It Hearrenfean en frisó) és un municipi de la província de Frísia, al nord dels Països Baixos. El 31 de març de 2015 tenia 50.169 habitants repartits per una superfície de 187,76 km² (dels quals 6,9 km² corresponen a aigua).

## Nuclis de població

Font: CBS

## Evolució de la població

* 2009 - 43.235
* 2004 - 42.653
* 2003 - 42.190
* 2002 - 40.443
* 2001 - 41.777
* 2000 - 40.443
* 1995 - 39.256
* 1990 - 37.929

## Administració

Consistori Municipal 2007 :
| Partit | Escons | canvi des de 2002 |
| PvdA | 12 | +5 |
| CDA | 4 | -1 |
| VVD | 4 | -1 |
| Leefbaar Heerenveen | 2 | -2 |
| GroenLinks | 2 | +0 |
| ChristenUnie | 2 | +1 |
| FNP | 1 | +0 |
| SP | 0 | -1 |
| D66 | 0 | -1 |
| Total | 27 | - |

## Galeria d'imatges

* El Crackstate
* Indicador bilingüe
* Carrer de Heenreveen

## Enllaços externs

* www.heerenveen.nl
# Joan XVIII

Joan XVIII (Roma, valor desconegut - Roma, 18 de juliol de 1009) fou Papa de l'Església catòlica del 1003 al 1009.

## Biografia

Fill d'un sacerdot romà anomenat Lleó va ser escollit Papa gràcies a l'ajuda del patrici Crescenci III i va acabar convertint-se en un autèntic titella a les seves mans. Durant el seu pontificat va coronar rei d'Itàlia Enric II el Sant, futur emperador del Sacre Imperi. No va morir com a papa, ja que es va retirar a un monestir, no se sap si per decisió pròpia o forçat per Crescenci III. Hi va morir al cap de poc, el juliol del 1009.

###### Ball de numeració

El Papa Joan XVIII va ser el dissetè Papa anomenat Joan, perquè Joan XVI (997-998) és considerat antipapa. Aquest estatus no era oficial en aquell moment, de manera que el que seria el setzè Papa Joan es va anomenar Joan XVII. I el dissetè papa Joan va ser coronat com Joan XVIII.
Aquesta seqüència de numeració mai ha estat corregida, i amb l'afegit de la manca d'un Joan XX, tot i haver arribat a un Joan XXIII, en realitat només han existit 21 papes amb el nom de Joan.

## Referències

* ↑ «John XVIII (or XIX) POPE [1004-1009]». Encyclopædia Britannica. [Consulta: 13 juliol 2017].
* ↑ «Juan XVIII». [Consulta: 19 novembre 2024].
* ↑ Kirsch, Johann Peter. "Pope John XVIII (XIX)." The Catholic Encyclopedia Vol. 8. New York: Robert Appleton Company, 1910. 18 September 2017
* 1 2 «Papa Juan XVIII - Enciclopedia Católica». [Consulta: 19 novembre 2024].
# Rho d'Andròmeda

Rho d'Andròmeda (ρ Andromedae) és una estrella de la constel·lació d'Andròmeda.
Rho d'Andròmeda és una gegant groga-blanca del tipus F de la magnitud aparent +5,16. Està aproximadament a 160 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ «The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 4-2001, pàg. 2148–2158. DOI: 10.1086/319956.
* 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.
* 1 2 3 «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.
* ↑ «Ca II HK emission in rapidly rotating stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 1-2009, pàg. 1099–1107. DOI: 10.1051/0004-6361:200810377.
* ↑ «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.
# Ross 154

Ross 154 és una estrella situada a la constel·lació del Sagitari, a 9,68 anys llum de la Terra, el que la fa la setena estrella per ordre de distància al Sol. Es tracta d'una nana roja descoberta el 1925 per l'astrònom Frank Elmore Ross. També és possible que es tracti d'una variable fulgurant. El seu veí més proper és l'estrella de Barnard.

## Enllaços externs

* Informació sobre Ross 154 a SolStation (en anglès).

## Referències

* ↑ Todd J. Henry «A 3D search for companions to 12 nearby M dwarfs» (en anglès). Astronomical Journal, 3, 19-02-2015, pàg. 106. DOI: 10.1088/0004-6256/149/3/106.
* 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.
* ↑ «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.
* 1 2 Tabetha S. Boyajian «How to constrain your M dwarf: measuring effective temperature, bolometric luminosity, mass, and radius» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 04-05-2015, pàg. 64. DOI: 10.1088/0004-637X/804/1/64.
* 1 2 M. Lampón «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. High-resolution optical and near-infrared spectroscopy of 324 survey stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2018, pàg. 49–49. DOI: 10.1051/0004-6361/201732054.
# SSSPM J1549-3544

SSSPM J1549-3544 (2MASS J15484023-3544254) és un estel a la constel·lació del Llop, amb un gran moviment propi.
El gran moviment propi d'SSSPM J1549-3544 va ser descobert el 2003 en un estudi de les imatges preses per SuperCOSMOS Sky Surveys i pels estudis 2MASS i DENIS en l'infraroig proper. Inicialment ho,m va pensar que SSSPM J1549-3544 era una nana blanca freda, amb una temperatura efectiva inferior a 4.500 K, situada a 4 parsecs de distància, sent la nana blanca d'aquestes característiques més propera al sistema solar.
No obstant això, posteriors estudis espectroscòpics semblen indicar que SSSPM J1549-3544 és en realitat una estrella subnana de tipus espectral sdK5 molt pobre en metalls. El seu moviment a través de l'espai és característic d'un estel de l'halo travessant a gran velocitat les rodalies del Sistema Solar. Assumint que, per ser una subnana, la seva magnitud absoluta pot estar dues magnituds per sota del d'una nana taronja de tipus K5 de la seqüència principal, la seva distància respecte al Sistema Solar pot ser de 372 anys llum. Donada la incertesa en la seva distància, podria estar entre els estels més ràpids trobats fins ara.

## Referències

* ↑ «The nearest cool white dwarf (d~4pc), the coolest M-type subdwarf (sdM9.5), and other high proper motion discoveries» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2004, pàg. 519–527. DOI: 10.1051/0004-6361:20041059.
* 1 2 3 4 5 6 7 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* 1 2 3 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
* ↑ «SSSPM J1549-3544 -- White Dwarf» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ The nearest cool white dwarf (d ~4 pc), the coolest M-type subdwarf (sdM9.5), and other high proper motion discoveries, R.-D. Scholz, I. Lehmann, I. Matute, and H. Zinnecker, Astronomy and Astrophysics 425 (2004), pp. 519–527.
* ↑ SSSPM J1549-3544 Is Not a White Dwarf, J. Farihi, P. R. Wood, and B. Stalder, Astrophysical Journal 627, #1 (July 2005), pp. L41–L43.
# SV del Centaure

SV del Centaure (SV Centauri) és un estel variable en la constel·lació de Centaure. La seva distància al Sistema Solar no és ben coneguda —el satèl·lit Hipparcos no va mesurar la seva paral·laxi—, estimant-se en 12.700 anys llum aproximadament.
SV del Centaure constitueix un binari proper —els dos components es troben molt propers entre si— i mentre unes fonts la consideren un binari semidesprès, unes altres la consideren una binària de contacte. El tipus espectral conjunt és B2, sent les components del sistema un estel calent de la seqüència principal de tipus B1 i un gegant —o gegant lluminós— blau de tipus B6.5II-III. La relació entre les masses d'ambdós components, q, és igual a 0,84, i les respectives temperatures efectives són de 28.000 i 17.000 K; altres fonts indiquen temperatures notablement inferiors, 11.330 i 7.800 K, en concordança amb el tipus espectral considerat, B8.
El període orbital del sistema és de 1,65898 dies (39,82 hores), estant classificada SV Centauri com un binari eclipsant del tipus W Ursae Majoris. La seva lluentor fluctua entre magnitud aparent +8,71 i +9,98, existint un eclipsi principal i un eclipsi secundari, corresponent una caiguda en la lluentor de 1,27 magnituds per al primer i 0,74 magnituds per al segon.

## 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.
* ↑ Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012). Autor: Arne Henden. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: juliol 2012.
* 1 2 Sanjib Sharma «The radial velocity experiment (RAVE): fourth data release». Astronomical Journal, 5, 17-10-2013. DOI: 10.1088/0004-6256/146/5/134.
* ↑ Marica Valentini «The Radial Velocity Experiment (RAVE): fifth data release» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 19-01-2017. DOI: 10.3847/1538-3881/153/2/75.
* 1 2 SV Centauri- Eclipsing binary of beta Lyr type (SIMBAD)
* ↑ Bowen, David V.; Jenkins, Edward B.; Tripp, Todd M.; Sembach, Kenneth R.; Savage, Blair D.; Moos, H. Warren; Oegerle, William R.; Friedman, Scott D.; Gry, Cecile; Kruk, Jeffrey W.; Murphy, Edward; Sankrit, Ravi; Shull, J. Michael; Sonneborn, George; York, Donald G. «The Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of O VI Absorption in the Disk of the Milky Way». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 59-163.
* 1 2 Brancewicz, H. K.; Dworak, T. Z. «A catalogue of parameters for eclipsing binaries». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 501-524 (Tabla consultada en CDS).
* 1 2 Pribulla, T.; Kreiner, J. M.; Tremko, J. «Catalogue of the field contact binary stars». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 38-70 (Taula consultada en CDS).
* 1 2 Malkov, O. Yu.; Oblak, E.; Snegireva, E. A.; Torra, J. «A catalogue of eclipsing variables». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 785-789 (Taula consultada en CDS).
* ↑ SV Centauri (General Catalogue of Variable Stars)
# Sextant A

Sextant A és el nom d'una galàxia nana irregular en la constel·lació del Sextant. De magnitud aparent 11,9 és una galàxia de baixa lluminositat superficial, és a dir, emet menys llum per unitat d'àrea que una galàxia normal. Amb un diàmetre d'uns 5000 anys llum, s'hi troba a 4,3 milions d'anys llum de distància.
Sextant A és una de les galàxies més distants del Grup Local, formant part d'un subgrup anomenat Grup de NGC 3109. Prop dels límits del Grup Local, és possible que no s'hi trobe lligada gravitacionalment al mateix.
Sextant A s'hi caracteritza per la seva peculiar forma quadrada. Hom pensa que fa 100 milions d'anys alguna cosa va iniciar una ona de formació estel·lar al centre de Sextant A. Estels massius i de curta vida van explotar com a supernoves, la qual cosa al mateix temps va generar la formació de nous estels i de noves supernoves, finalment va donar lloc a un "núvol" en expansió, que des de la nostra perspectiva té forma aproximadament quadrada.
En l'actualitat Sextant A continua formant estels. Algunes d'ells, molt massius, il·luminen les superbombolles d'hidrogen ionitzat que s'hi detecten a l'Est i a l'Oest de la galàxia com va confirmar recentment el Gran Telescopi Canàries.
Va ser descoberta el 1942 per Fritz Zwicky.

## Vegeu també

* Galàxies del Grup Local

## Enllaços externs

* Catàleg SEDS

## Referències

* ↑ «Identifying Local Group field galaxies that have interacted with the Milky Way» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2012, pàg. 1808–1818. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2012.21793.X.
* ↑ «The Local Tully-Fisher relation for dwarf galaxies». Astronomical Journal, 2017, pàg. 6–6. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/6.
* ↑ Afirmat a: Third Reference Catalogue of Bright Galaxies, Version 9. Autor: Gérard de Vaucouleurs. Editorial: Springer Science+Business Media. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1991.
* ↑ Robert Kennicutt «The Spitzer Local Volume Legacy (LVL) global optical photometry» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 9-2014, pàg. 881–889. DOI: 10.1093/MNRAS/STU1580.
* ↑ Riccardo Giovanelli «A Digital Archive of H I 21 Centimeter Line Spectra of Optically Targeted Galaxies». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 9-2005, pàg. 149–162. DOI: 10.1086/431550.
* 1 2 Laurent Cambrésy «HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 25-11-2003, pàg. 45–55. DOI: 10.1051/0004-6361:20031411.
* ↑ Astronomy picture of the day, NASA (en anglès)
* ↑ Camacho, I.; Garcia, M.; Herrero, A.; Simón-Díaz, S. «OB stars at the lowest Local Group metallicity» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 585. DOI: 10.1051/0004-6361/201425533. ISSN: 0004-6361 [Consulta: 12 desembre 2017].
# Subra

Subra (Omicron Leonis / ο Leonis / ο Leo / 14 Leonis) és el novè estel més brillant a la constel·lació del Lleó amb magnitud aparent de +3,52. S'hi troba a 135 anys llum de distància del sistema solar.
Subra és un estel binari amb els seus dos components tan propers que no poden ser resoltes amb telescopi, sent una estrella binària espectroscòpica. La component principal, Subra A, és un estel gegant o subgegant groc, de tipus espectral F6 a F9. La seva massa és poc més del doble de la massa solar, té un radi 5,5 vegades més gran que el radi solar i llueix amb una lluminositat equivalent a 37 sols. Subra B és un estel blanc de la seqüència principal 15,5 vegades més lluminosa que el Sol amb una temperatura superficial de 7.600 K.
Separades entre si només 0,17 ua, orbiten al voltant del centre de masses comú cada 14,5 dies en una òrbita pràcticament circular. Ambdós estels estan classificats com a estels amb línies metàl·liques, presentant una abundància d'elements pesats major de l'habitual, així com una menor abundància de calci i escandi. De fet, Subra A és l'estel més fred que presenta aquestes anomalies químiques, característiques d'alguns estels blancs de tipus espectral A.

## Referències

* ↑ «Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 12-2002, pàg. 513–537. DOI: 10.1086/342942.
* 1 2 3 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 Marwan Gebran «A new method for the inversion of atmospheric parameters of A/Am stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 5-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201528052.
* ↑ 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.
* ↑ 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.
* ↑ «Carbon and oxygen abundances across the Hertzsprung gap» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1, 8-2014. DOI: 10.1088/0004-637X/791/1/58.
* 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.
* ↑ «Omicron Leonis - Spectroscopic binary» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 15 gener 2021].
* 1 2 «Subra» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 15 gener 2021].
* ↑ Hummel, C. A.; Carquillat, J.-M.; Ginestet, N.; Griffin, R. F.; Boden, A. F.; Hajian, A. R.; Mozurkewich, D.; Nordgren, T. E. «Orbital and Stellar Parameters of Omicron Leonis from Spectroscopy and Interferometry». The Astronomical Journal, 121, 3, 2001. pp. 1623-1635.
# Suhail

Suhail (Lambda de la Vela / λ Velorum) és la tercera estrella més brillant de la constel·lació de la Vela, la vela de la nau Argó, després de γ Velorum i δ Velorum. És una variable irregular la sevamagnitud aparent varia entre +2,14 i +2,30. Es troba a uns 570 anys llum de la Terra.
Suhail és una supergegant o estrella gegant lluminosa de tipus espectral K4.5Ib-II de color ataronjat, amb una lluminositat d'11.000 sols i una temperatura estimada de 4000 K. Amb un diàmetre 207 vegades més gran que el del Sol, si estigués situada al centre del sistema solar arribaria pràcticament fins a l'òrbita terrestre.
La seva massa estimada és d'unes 9 masses solars, i com correspon a estrelles tan massives, la seva vida és curta: amb una edat aproximada de només 27 milions d'anys està en una fase avançada de la seva evolució transformant l'heli a carboni en el seu nucli intern. Està just per sobre del límit en què les estrelles acaben explotant. En aquest cas acabarà com una supernova o si no fos així conclourà com una nana blanca massiva d'oxigen-neó.

## Referències

* ↑ «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 10-1989, pàg. 245–266. DOI: 10.1086/191373.
* ↑ 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 «Parameters and abundances in luminous stars» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 02-05-2014, pàg. 137. DOI: 10.1088/0004-6256/147/6/137.
* 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.
* ↑ «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.
* ↑ «Parameters and abundances in luminous stars» (en anglès). Astronomical Journal, 6, 02-05-2014, pàg. 137. DOI: 10.1088/0004-6256/147/6/137.

## Enllaços externs

* Dades astronòmics de Suhail (SIMBAD)
* Suhail (Stars, Jim Kaler) Arxivat 2005-12-01 a Wayback Machine.
# TRAPPIST-1g

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

## Referències

* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 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 g» (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].
* ↑ «El sistema planetari TRAPPIST-1 està compost almenys per set planetes.». Open Exoplanet Catalogue. [Consulta: 23 febrer 2017].