OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Mi d'Aquari

Mi d'Aquari (μ Aquarii) és una estrella binària de la constel·lació d'Aquarius. Està aproximadament a 155 anys llum de la Terra. Comparteix el nom tradicional d'Albulaan amb ν Aquarii. El seu nom deriva del terme àrab al-bula$^c$ān que significa "les dues anguiles".
Mi d'Aquari és una binària espectroscòpica i és del tipus A3m. Els seus dos components tenen un període orbital de 1872 dies i una separació de 0,1 segons d'arc.

## 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.
* ↑ 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.
* ↑ Claus Fabricius «The Tycho double star catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2002, pàg. 180–189. DOI: 10.1051/0004-6361:20011822.
* ↑ Eduard Masana «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 10-04-2006, pàg. 735–746. DOI: 10.1051/0004-6361:20054021.
* 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.
* ↑ «Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2011. DOI: 10.1051/0004-6361/201016386.
* ↑ 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.
* 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.
# Miaplacidus

Miaplacidus (Beta de la Quilla / β Carinae) és, amb magnitud aparent +1,67, la segona estrella més brillant de la constel·lació de la Quilla, darrere de Canopus (α Carinae). El seu nom va aparèixer per primer cop el 1856 quan va ser publicat l'atles estel·lar Geography of Heavens, de Elijah Hinsdale Burritt. L'origen i significat del nom va ser un enigma durant dècades, fins que William Higgins, un expert en noms d'estrelles, va conjecturar que el nom de Miaplacidus aparentment és una combinació de l'àrab مياه myahara ("aigües") i del llatí placidus ("plàcid").
Situada a 111 anys llum de distància, Miaplacidus és una estrella subgegant blanca de tipus espectral A2IV amb una temperatura efectiva (superficial) de 9.100 K. La seva lluminositat és equivalent a 210 la del Sol i el seu radi és gairebé sis vegades el solar. La seva velocitat de rotació, d'almenys 139 km / s, dona com a resultat un període de rotació de 2,1 dies. Amb una edat de 350 milions d'anys, en el seu interior està finalitzant la fusió d'hidrogen i el nucli ha d'estar format quasi exclusivament per heli inert. En només 2,5 milions d'anys començarà la transformació de l'heli en carboni, i Miaplacidus creixerà per esdevenir una gegant vermella.
A diferència d'altres estrelles de tipus espectral A amb discs de pols al voltant, possibles llocs de formació de sistemes planetaris, en Miaplacidus no s'ha trobat evidència sobre això.

## 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.
* ↑ URL de la referència: https://encyklopedia.pwn.pl/haslo/Miaplacidus;3940364.html.
* ↑ 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 Robert Rich «Spectroscopy of New High Proper Motion Stars in the Northern Sky. I. New Nearby Stars, New High-Velocity Stars, and an Enhanced Classification Scheme for M Dwarfs» (en anglès). Astronomical Journal, 3, 3-2003, pàg. 1598–1622. DOI: 10.1086/345972.
* 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.
* ↑ «Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2011. DOI: 10.1051/0004-6361/201016386.
* ↑ «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

* Dades astronòmics de Miaplacidus (SIMBAD)
* ~ Kaler / sow / miaplacidus.html Miaplacidus (Stars, Jim Kaler)
# NGC 53

NGC 53 és una galàxia espiral barrada localitzada en la constel·lació del Tucà. Va ser descoberta per John Herschel el 15 de setembre de 1836. La va descriure com "molt feble, petita, estèsa". La galàxia té aproximadament 120,000 anys llum d'ample, la qual cosa la fa gairebé tan gran com la Via Làctia.

## Referències

* ↑ Afirmat a: SIMBAD. Data de consulta: 1r setembre 2014.
* 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.
* ↑ «Southern Sky Redshift Survey: The catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1991, pàg. 935–964. DOI: 10.1086/191555.
* 1 2 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ «Celestial Atlas».

## Enllaços externs

* «NGC 0053». NASA/IPAC Extragalactic Database. National Aeronautics and Space Administration / Infrared Processing and Analysis Center, 2008. [Consulta: 28 gener 2010].
# NGC 604

NGC 604 és una regió de formació estel·lar situada en la galàxia del Triangle (M33), a una distància de 850 kiloparsecs de la nostra galàxia. Va ser descoberta per William Herschel l'11 de setembre de 1784.
NGC 604 comparteix amb NGC 2070, en el Gran Núvol de Magalhães ser la major regió de formació estel·lar del Grup Local i una de les majors conegudes, amb un diàmetre de 1.500 anys llum. És 40 vegades major i 6.300 vegades més lluminosa que la gran nebulosa d'Orió i a la distància i posició d'aquesta, NGC 604 brillaria més que el planeta Venus, i ocuparia en el cel un espai de 60°x37°, dominant el cel hivernal -ocupant tota la constel·lació d'Orió i l'espai delimitat per Wezen, Proció, S Aurigae, i gairebé fins a Menkar.
Aquesta regió de formació estel·lar ha estat estudiada detalladament amb ajuda del Telescopi Espacial Hubble, i s'ha determinat que conté al seu centre un cúmul de 200 estels de 15 i 60 masses solars en el qual abunden els estels de tipus espectral O i Wolf-Rayet, amb una massa estimada de 10⁵ masses solars i una edat de 3,5 milions d'anys; no obstant això, a diferència de 30 Doradus aquest cúmul és molt menys compacte i molt més semblant a una gran associació estel·lar que a un supercúmul estel·lar, constituint el prototip de les Associacions OB de Gran Escala (SOBA en anglès).

## Referències

* 1 2 S. Srinivasan «The identification of extreme asymptotic giant branch stars and red supergiants in M33 with 24{mu}m variability». Astronomical Journal, 2015, pàg. 57. DOI: 10.1088/0004-6256/149/2/57.
* ↑ Separacions angulars calculades amb l'ajut del programari Cartes du Ciel
* ↑ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2004hst..prop.6732B An in-depth analysis of a prototypical giant H II region: NGC 604
* ↑ http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1996ApJ...456..174H&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf The Intermediate Stellar Mass Population in NGC 604 Determined from Hubble Space Telescope Images
* ↑ NGC 604, the Scaled OB Association (SOBA) Prototype. I. Spatial Distribution of the Different Gas Phases and Attenuation by Dust
# Nebulosa de l'Ou

La nebulosa de l'Ou (RAFGL 2688) és una nebulosa protoplanetària —un tipus de nebulosa de reflexió— a la constel·lació del Cigne. Dista uns 3.000 anys llum de la Terra, la seva velocitat d'expansió és de 20 km/s. Va ser descoberta en 1996 per Raghvendra Sahai i John Trauger del Jet Propulsion Laboratory de la NASA.
La característica més notable de la nebulosa de l'Ou és la sèrie d'arcs i cercles brillants que envolten l'estel central. En la imatge obtinguda amb el telescopi espacial Hubble es pot veure com una densa capa de gas i pols oculta l'estel, impedint que ens arribe directament la seva llum. No obstant això, aquesta llum penetra les regions menys denses de l'embolcall que l'envolta, il·luminant les capes més exteriors del gas i creant els arcs visibles.
L'embolcall entorn de l'estel és probablement un disc. Els feixos de llum que s'observen indiquen que el sistema té un moment angular, probablement generat per un disc d'acreció. Així mateix, la geometria en forma de disc explicaria la diferent grossària de l'embolcall, que d'una banda permet que la llum escape a través dels eixos del disc il·luminant les capes externes de gas, i per una altra impedeix la visió directa de l'estel quan és observada des del pla del disc. Encara que s'han confirmat discos de pols al voltant d'altres objectes post-RAG, el disc entorn de la nebulosa de l'Ou no ha estat confirmat.

## Vegeu també

* Nebulosa planetària

## Referències

* ↑ «2-14 mum stellar spectrophotometry. III. AFCRL sky survey objects». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 1976, pàg. 874–887. DOI: 10.1086/130039.
* ↑ URL de la referència: http://www.spacetelescope.org/images/potw1217a/. Data de consulta: 24 maig 2017.
* ↑ URL de la referència: http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad. Data de consulta: 5 gener 2007.
* 1 2 Raghvendra Sahai «The Structure of the Prototype Bipolar Protoplanetary Nebula CRL 2688 (Egg Nebula): Broadband, Polarimetric, and H[TINF]2[/TINF] Line Imaging with NICMOS on the [ITAL]Hubble Space Telescope[/ITAL]» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 10-01-1998, pàg. 163–168. DOI: 10.1086/311108.
* ↑ Rainbow image of a dusty star. Hubble Heritage
* ↑ Hubble Finds Searchlight Beams and Multiple Arcs around a Dying Star. Hubblesite
* ↑ S. De Ruyter, H. Van Winckel, T. Maas, T. Lloyd Evans, L. B. F. M Waters, & H. Dejonghe «Keplerian discs around post-AGB stars: a common phenomenon?». Astronomy & Astrophysics, 448, 2006, pàg. 641-653.
# Nebulosa de la Flama

NGC2024 o la nebulosa de la Flama és una nebulosa d'emissió que aparenta estar en flames. Es troba prop de l'estrella més oriental del cinturó d'Orió, Alnitak. Erròniament es diu que és una nebulosa fosca.
Aquest efecte és degut a la seva lluminositat de color rogenc. Els àtoms d'hidrogen de la nebulosa són constantment ionitzats per la llum de l'estrella pròxima Alnitak (Zeta Orionis), la intensa radiació ultraviolada de la qual els fa perdre els seus electrons. Gran part de la lluminositat de la nebulosa es produeix quan aquests electrons es recombinen amb l'hidrogen ionitzat, donant lloc a l'emissió de llum rogenca.
Prop d'aquesta nebulosa hi ha tres objectes candidats a ser planetes gasosos.

## Referències

* ↑ «Interferometric observations of formaldehyde absorption in front of strong galactic sources» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1973, pàg. 781–794. DOI: 10.1086/152088.
* ↑ «Smart Planet - Nebulosa de la flama». Arxivat de l'original el 2007-09-02. [Consulta: 26 desembre 2017].

## Enllaços externs

* La nebulosa de la Flama en visible i infraroig
# Nebulosa del Sac de Carbó

La Nebulosa del Sac de Carbó (o simplement Sac de Carbó) és la nebulosa fosca més prominent en els cels, fàcilment visible a ull nu com un pedaç negre que retalla la vista austral de la Via Làctia. Sempre ha estat clarament visible a l'hemisferi sud i va ser descrit per Vicente Yáñez Pinzón el 1499. Es troba a una distància d'aproximadament 600 anys llum de la Terra, en la constel·lació de la Creu del Sud.

## Enllaços externs

* Starry Night Photography: Coalsack Dark Nebula
* Starry Night Photography: The Emu
* SIMBAD: Coal Sack Nebula
Coordenades: 12$^h$ 52$^m$ 19$^s$; −62° 25′ 28″
* 1 2 Afirmat a: SIMBAD.
# Ni de Perseu

Ni de Perseu (ν Persei) és un estel de magnitud aparent +3,78 situada la constel·lació de Perseu. S'hi troba a 556 anys llum de distància del sistema solar.
Ni de Perseu és una gegant lluminosa —catalogada també com supergegant— de tipus espectral F5II la temperatura superficial de la qual és de 6.600 K. Llueix amb una lluminositat 711 vegades major que la lluminositat solar i té un radi 21 vegades més gran que el del Sol. La seva velocitat de rotació projectada de 47 km/s —elevada per a un estel de les seves característiques— dona lloc a un període de rotació de 22 dies com a màxim. La seva massa és de 4,5 masses solars i va nàixer fa uns 120 milions d'anys com un estel blanc-blavós de la seqüència principal de tipus B5.
Ni de Perseu té una companya estel·lar visualment separada d'ella 32 segons d'arc. Denominada Ni de Perseu B (BD+42 815B), la seva lluentor correspon al d'una nana groga de tipus G2 semblant al Sol. La seva distància respecte a la brillant gegant és d'almenys 5.400 ua. Un tercer estel més tènue —anomenat Ni de Perseu E— pot també formar part del sistema.

## Referències

* ↑ «Contribution aux recherches de photometrie photoelectrique dans la Galaxie». Publications de l'Observatoire de Haute-Provence, 1959, pàg. 52.
* 1 2 3 4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 «Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 21-02-2010, pàg. 1369–1379. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.15979.X.
* ↑ 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.
* ↑ «Oxygen abundance and the N/C versus N/O relation for AFG supergiants and bright giants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 10-2019, pàg. 1533-1542. DOI: 10.1093/MNRAS/STZ2285.
* ↑ «Nu Persei» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 14 desembre 2020].
* 1 2 «Nu Persei» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 14 desembre 2020].
* ↑ «BD+42 815B» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 14 desembre 2020].
# Ni del Dragó

Ni del Dragó (ν Draconis), de nom tradicional Kuma, és un sistema estel·lar a la constel·lació del Dragó, situat en el cap del mateix. És un dels estels dobles més fàcils d'observar en l'hemisferi nord i com a tal un objecte d'interès per a l'astrònom aficionat. Les dues components, separades 62 segons d'arc, reben els noms de Ni¹ del Dragó o ν¹ del Dragó (24 Draconis), la que està a l'oest, i Ni² del Dragó o ν² del Dragó (25 Draconis) la que s'hi troba a l'est.
A 99 anys llum de distància del sistema solar, els dos estels són molt similars, blancs i de la seqüència principal. Ni¹ té un tipus espectral A6V i Ni² A4V. Les seves magnituds aparents són pràcticament iguals (+4,87 Ni¹ i +4,89 Ni²), cadascun d'ells amb una lluminositat equivalent a la de 9 sols. Ni¹ té una temperatura efectiva de 8.000 K, mentre que la temperatura de Ni², 7.350 K, és una mica menor del que caldria esperar pel seu tipus espectral, estant classificat com un estel amb línies metàl·liques. La velocitat de rotació d'aquest últim és de 50 km/s —sent est un límit inferior—, mentre que el seu company rota a més velocitat (66 km/s). Cadascun d'ell és un 70% més massiu que el Sol.
Ni² és mateix temps un estel binari proper, amb una company probablement de massa petita que l'orbita cada 38,6 dies. Se sospita que Ni¹ també és binari, si bé no ha estat confirmat. La separació entre Ni¹ i Ni² és d'almenys 1.900 ua amb un període orbital mínim de 44.000 anys.

## Referències

* 1 2 «MSC - a catalogue of physical multiple stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 7-1997, pàg. 75-84. DOI: 10.1051/AAS:1997181.
* ↑ «Kuma¹» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 30 desembre 2020].
* ↑ «Kuma²» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 30 desembre 2020].
* 1 2 «Kuma» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 30 desembre 2020].
# Omega2 de l'Àguila

Omega² de l'Àguila (Ω² Aquilae) és una nana de la seqüència principal blanca del tipus A de la magnitud aparent +6,03. Està aproximadament a 279 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ «The radial velocities spectral types and projected rotational velocities of 633 bright northern A stars». Royal Observatory Bulletin, 1968, pàg. 385.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201117691.
* ↑ «Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 7-2011. DOI: 10.1051/0004-6361/201016386.
* ↑ «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.
* ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. «XHIP: An extended hipparcos compilation». Astronomy Letters, 38, 5, 2012, p. 331. DOI: 10.1134/S1063773712050015.
# Omega Canis Majoris

Omega Canis Majoris (ω CMa / 28 Canis Majoris / HD 56139) és un estel a la constel·lació del Ca Major de magnitud aparent +4,02. S'hi troba a 910 anys llum del sistema solar.
Omega Canis Majoris és un estel blanc-blavenc de tipus espectral B2IV-Ve amb característiques intermèdies entre una subgegant i un estel de la seqüència principal. Té una temperatura d'aproximadament 21.750 K i és 11.800 vegades més lluminosa que el Sol. El seu radi és 7,7 vegades més gran que el radi solar i rota amb una velocitat d'almenys 112 km/s, implicant un període de rotació inferior a 3,4 dies. És una estrella Be similar, per exemple, a Gomeisa (β Canis Minoris) o a κ Canis Majoris; aquests estels emeten radiació des d'un disc circumestel·lar d'origen incert, però relacionat en qualsevol cas amb la ràpida rotació estel·lar. Així mateix, com succeeix amb molts estels d'aquesta classe, està catalogada com a variable Gamma Cassiopeiae, el prototip de la qual és la pròpia γ Cassiopeiae. Les variacions de lluentor són erràtiques i en el cas d'Omega Canis Majoris, són visibles a ull nu.
Omega Canis Majoris té una edat lleugerament inferior a vint milions d'anys. La seva massa, 10,5 vegades major que la massa solar, és prou elevada perquè concloga la seva vida esclatant com una supernova.

## Referències

* ↑ «Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 9-1982, pàg. 55–83. DOI: 10.1086/190820.
* 1 2 3 4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
* 1 2 3 Michel Curé «Stellar parameters and H α line profile variability of Be stars in the BeSOS survey» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 03-01-2018, pàg. 5287-5299. DOI: 10.1093/MNRAS/STX3075.
* ↑ «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.
* 1 2 «Ome CMa -- Be Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
* 1 2 «Omega Canis Majoris» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
# Omega d'Hèrcules

Omega d'Hèrcules (ω Herculis) és un estel binari de magnitud aparent +4,57 a la constel·lació d'Hèrcules. El nom del component principal és Cujam (que també és el nom tradicional del sistema); el seu nom prové del llatí Caiam, acusatiu de Caia, terme usat per Horaci per designar al garrot d'Hèrcules, assenyalat per aquest estel.
Situada a 235 anys llum de distància del sistema solar, Cujam és un estel blanc-blavós de tipus espectral B9p la temperatura superficial del qual és de 9.333 K. Amb una lluminositat 74 vegades major que la del Sol, la seva massa és de 2,6 masses solars i gira sobre si mateixa amb una velocitat de rotació projectada de 44 km/s. Té una edat estimada de 425 milions d'anys i en aproximadament 80 milions d'anys començarà a evolucionar cap a un estel gegant, abandonant la seqüència principal.
Cujam és un estel peculiar, és a dir, té un contingut metàl·lic anòmal almenys en les seves capes superficials. Alioth (ε Ursae Majoris) és la representant més coneguda d'aquesta classe. Com molts d'aquests estels, Kajam és una variable Alfa² Canum Venaticorum, amb una fluctuació en la seva lluentor de 0,08 magnituds al llarg d'un període de 2,951 dies.

## Referències

* ↑ «The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 7-1995, pàg. 135–172. DOI: 10.1086/192182.
* 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.
* ↑ Oleg Kochukhov «Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 23-07-2014, pàg. 1629–1642. DOI: 10.1093/MNRAS/STU1259.
* ↑ 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 «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.
* ↑ «A volume-limited survey of mCP stars within 100 pc - I. Fundamental parameters and chemical abundances» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 15-11-2018, pàg. 2300-2324. DOI: 10.1093/MNRAS/STY3105.
* ↑ 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.
* ↑ Omega Herculis - Variable star (SIMBAD)
* ↑ Kajam (The Fixed Stars)
* ↑ Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A. E.; Zorec, J. «Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i». Astronomy and Astrophysics, 393, 2002. pp. 897-911.
* ↑ Kochukhov, O.; Bagnulo, S. «Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars». Astronomy and Astrophysics, 450, 2, 2006. pp. 763-775.
* ↑ Cujam Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)