OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Omega Piscium

Omega Piscium (ω Psc / 28 Piscium / HD 224617) és el tercer estel més brillant de la constel·lació dels Peixos malgrat ostentar la denominació de Bayer «Omega», vint-i-quatrena i última lletra de l'alfabet grec. De magnitud aparent +4,03, s'hi troba a 106 anys llum de distància del sistema solar.
Omega Piscium està classificat com un estel subgegant blanc-groc brillant de tipus espectral F4IV la temperatura superficial de la qual és d'aproximadament 6600 K. Pot ser o no un estel binari les components del qual estan properes entre si. Variacions en el seu espectre van portar a pensar inicialment que es tractava d'un binari espectroscòpic amb un període de 2,16 dies. No obstant això, posteriorment es va adduir que les variacions provenen de la variabilitat intrínseca de l'estel.
Si Omega Piscium no té company estel·lar, la seva lluminositat equival a 20 vegades la del Sol, amb una massa un 80 % major que la massa solar. Per contra, si fos un sistema binari, els seus tipus espectrals podrien ser F2 i F6, amb masses entorn de 1,6 masses solars. La mesura de la seva velocitat de rotació projectada dona un valor de 40 km/s i la seva edat s'estima en 1200 milions d'anys.

## Referències

* ↑ «MK classifications of spectroscopic binaries». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 23-12-2008, pàg. 117–118. DOI: 10.1088/0067-0049/180/1/117.
* 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.
* ↑ Harold F. Levison «The USNO-B Catalog» (en anglès). Astronomical Journal, 2, 2-2003, pàg. 984–993. DOI: 10.1086/345888.
* 1 2 3 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
* 1 2 Afirmat a: Gaia DR3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 13 juny 2022.
* 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.
* ↑ «Omega Piscium» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 11 desembre 2020].
* ↑ Omega Piscium Arxivat 2016-03-04 a Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
* 1 2 «Omega Piscium» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 11 desembre 2020].
* ↑ Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, J. H. M. M. «Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 1099-1107.
* ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». SAO/NASA ADS Astronomy Abstract Service. pp. 941-947 (Taula consultada en CDS).
# Omega d'Orió

Omega d'Orió (ω Orionis) és un estel en la constel·lació d'Orió de magnitud aparent +4,57 situat aproximadament a 1380 anys llum de distància del Sistema Solar. Es troba envoltat per un núvol de pols, formant una modesta nebulosa de reflexió de més d'una any llum d'un extrem a un altre.
Omega d'Orió és un gegant blau de tipus espectral B3 IIIe amb una temperatura efectiva de 19.100 K. Incloent una gran quantitat radiació ultraviolada emesa, Omega d'Orió brilla amb una lluminositat 15.275 vegades major que la del Sol. Amb un radi 11,4 vegades més gran que el radi solar, la seva velocitat de rotació projectada —181 km/s— implica un període de rotació inferior a 3,15 dies. No obstant això, la seva velocitat de rotació real pot aconseguir els 450 km/s, estimant-se que el seu eix es troba inclinat 24º respecte a la línia de visió. Té una massa 10,5 vegades superior a la del Sol, just per sobre del límit a partir del qual els estels exploten com a supernoves. La seva edat s'estima en 19 milions d'anys i només recentment ha començat la seva etapa com a gegant.
Com a conseqüència de la seva ràpida rotació, Omega d'Orió és una estrella Be. Entre els estels d'aquesta classe, va ser la primera on es va mesurar el camp magnètic, resultant ser 1000 vegades major que el de la Terra. Omega d'Orió és, com moltes estrelles Be, un estel variable la lluentor del qual varia 0,19 magnituds. Així mateix, s'han observat petites variacions degudes a pulsacions no radials, amb períodes de 0,97 i 2,19 dies.

## 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.
* ↑ Afirmat a: Gaia DR3. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 13 juny 2022.
* ↑ 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 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.
* ↑ «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.
* ↑ Ome Ori -- Be Star (SIMBAD)
* 1 2 3 Stars(Jim Kaler)
# PSR B1509-58

PSR B1509-58, conegut també com la mà de Déu, és un púlsar situat a aproximadament 17.000 anys llum, a la constel·lació del Compàs descobert per l'observatori de raigs X Einstein el 1982. Fou inicialment detectat pel satèl·lit artificial Uhuru com a font de raigs X.
S'estima la seva edat en aproximadament 1.700 anys. El púlsar se situa en una nebulosa que s'expandeix al llarg d'uns 150 anys llum. La NASA va descriure l'estrella com "una estrella de neutrons que gira ràpidament llançant energia a l'espai que l'envolta per crear estructures complexes i intrigants, entre elles una que s'assembla una mà còsmica gegant". El temps de rotació és de quasi 7 vegades per segon.
El púlsar es troba al centre d'un romanent de supernova, RCW 89, no obstant hi ha moltes incognites sobre la natura de l'associació entre el romanent i el púlsar. S'ha suggerit que el púlsar es produí per l'explosió de la supernova històrica, tot i que es tracta d'una hipòtesi marginal. Un altre romanent proper, el RCW 86, es considera com el romanent més probable d'aquesta explosió.

## Galeria

* Rportatge sobre PSR B1509-58.(anglès)
* Seqüència d'imatges de PSR B1509-58.(anglès)
* Comparació de la mida de PSR B1509-58 amb la Nebulosa del Cranc.(anglès)

## Vegeu també

Llista d'estrelles del Compàs

## Referències

* ↑ S. Johnston «SNR G320.4-01.2 and PSR B1509-58: new radio observations of a complex interacting system» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 3, 21-05-1999, pàg. 724–736. DOI: 10.1046/J.1365-8711.1999.02500.X.
* 1 2 «An Optical Counterpart for PSR 1509-58» (en anglès). Astrophysical Journal, 3-1994, pàg. 125–126. DOI: 10.1086/187252.
* ↑ Seward F. D., Harnden Jr F. R., 1982, ApJ, 256, L45
* ↑ http://chandra.harvard.edu/photo/2009/b1509/
* ↑ http://edition.cnn.com/2009/TECH/space/04/14/space.hand/index.html?iref=mpstoryview=
* ↑ «Identification of the pulsar PSR 1509–58 with the'guest star' of AD 185». Nature, 1992.(anglès)
# Walter Riccomi

Walter Riccomi (Montecarlo, 18 de gener de 1950) va ser un ciclista italià, que fou professional entre 1973 i 1979. Com a ciclista amateur va prendre part en els Jocs Olímpics d'Estiu de 1972, on fou quaranta-novè en la prova en ruta del programa de ciclisme. Com a professional guanyà el Gran Premi Ciutat de Camaiore i el Gran Premi de la Indústria i el Comerç de Prato de 1976 i finalitzà tres vegades entre els deu primers al Giro d'Itàlia i una al Tour de França.

## Palmarès

* 1975
** Vencedor d'una etapa al Tour del Mediterrani
* 1976
** 1r al Gran Premi Ciutat de Camaiore
** 1r al Gran Premi de la Indústria i el Comerç de Prato
** 1r a Castiglione del Lago
* 1977
** 1r al Gran Premi d'Aix-en-Provence

### Resultats al Giro d'Itàlia

* 1973. 24è de la classificació general
* 1974. 15è de la classificació general
* 1975. 7è de la classificació general
* 1976. 9è de la classificació general
* 1977. 7è de la classificació general
* 1978. 21è de la classificació general
* 1979. 46è de la classificació general

### Resultats al Tour de França

* 1976. 5è de la classificació general

## Referències

* ↑ «RICCOMI Walter». [Consulta: 25 octubre 2023].
* 1 2 «Olympedia – Walter Riccomi». [Consulta: 25 octubre 2023].
* ↑ ONLUS®, Museo del Ciclismo Associazione Culturale. «Museo del Ciclismo - Walter RICCOMI» (en italià). [Consulta: 25 octubre 2023].

## Enllaços externs

* Fitxa de Walter Riccomi a sitiodeciclismo.net
# Jacques Swaters

Jacques Swaters (30 d'octubre del 1926 - 10 de desembre de 2010) va ser un pilot de curses automobilístiques belga que va arribar a disputar curses de Fórmula 1.

## A la F1

Va debutar a la segona temporada de la història del campionat del món de la Fórmula 1, l'any 1951, disputant el 29 de juliol del 1951 el GP d'Alemanya, que era la sisena prova de la temporada.
Jacques Swaters va participar en vuit curses puntuables pel campionat de la F1, disputades al llarg de tres temporades, 1951, 1953 i 1954.
Fora del campionat de la F1 va disputar nombroses proves amb millors resultats que a les curses oficials.

## Resultats a la Fórmula 1

| Any | Equip | Xassís | Motor | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | Posició | Punts |
| 1951 | Ecurie Belgique | Talbot-Lago | Talbot | SUI | 500 | BEL | FRA | GBR | ALE 10 | ITA Ret | ESP | | - | 0 |
| 1953 | Ecurie Francorchamps | Ferrari | Ferrari | ARG | 500 | HOL | BEL NVS | FRA | GBR | ALE 7 | SUI Ret | ITA | - | 0 |
| 1954 | Ecurie Francorchamps | Ferrari | Ferrari | ARG | 500 | BEL Ret | FRA | GBR | ALE | SUI 8 | ITA | ESP Ret | - | 0 |

### Resum

| Curses: | Victòries: | Pòdiums: | Poles: | Voltes ràpides: | Punts: |
| 8 | 0 | 0 | 0 | 0 | 0 |

## Referències

* ↑ In memoriam Jacques Swaters, 30.10.1926 – 10.12.2010, a FineCars (anglès)
# Peak Walk

El Peak Walk és un pont penjant a peu que enllaça dos cims de muntanya dels Alps suïssos. És situat al massís dels Diablerets dels Alps Bernesos al cantó de Vaud, i connecta el cim del pic Scex Rouge amb un altre cim que fa de punt panoràmic de l'estació Glacier 3000. El Peak Walk és el primer pont penjant del món que connecta dos cims de muntanya.
El pont, construït per Seiler AG (Acer i construccions de metall) a Bönigen, fa 107 m de llarg, 0.8 m d' ample i 1.2 m d'alt amb un pendent del 15%. Té quatre peces de suport de cables d'acer amb una capacitat de càrrega de 120 tones, i és ancorat a la roca mitjançant 20 peces. La instal·lació espera una mitjana de 50,000 visitants cada estiu. El pont va esdevenir el segon pont de suspensió més alt del mon després del Titlis Cliff Walk a 3,000 m. Les altes altituds i la meteorologia complicada van dificultar la feina de construcció, i tempestes d'estiu van retardar el transport de materials de construcció.

## Referències

* ↑ «High in the Hills» (en anglès). Sunday Tribune. Arxivat de l'original el 28/03/2015. [Consulta: 15 novembre 2021].
* ↑ «Peak Walk by Tissot». Glacier 3000. [Consulta: 3 novembre 2014].
* ↑ «Opening "Peak Walk by Tissot"». Glacier 3000, 25-10-2014. Arxivat de l'original el 28 octubre 2014. [Consulta: 29 octubre 2014].
* ↑ «World's first peak-to-peak suspension bridge». The Daily Telegraph, 28-10-2014. Arxivat de l'original el 25 octubre 2014. [Consulta: 29 octubre 2014].
* ↑ «Còpia arxivada». , 14-09-2014 [Consulta: 14 novembre 2021]. Arxivat 28 de març 2015 a Wayback Machine. «Còpia arxivada». Arxivat de l'original el 2015-03-28. [Consulta: 14 novembre 2021].
* ↑ «Seiler AG». Peak walk by Tissot. Arxivat de l'original el 4 de març 2016. [Consulta: 18 gener 2015].
* ↑ «Peak Walk». TéléDiablerets, 31-10-2014. Arxivat de l'original el 31 d’octubre 2014. [Consulta: 31 octubre 2014].
* ↑ «Glacier 3000 opens new mountaintop bridge». The Local, 24-10-2014. [Consulta: 31 octubre 2014].
* ↑ Coffey, Helen. «World's first suspension bridge between 2 mountain peaks to open in Swiss Alps». Daily Telegraph, 28-10-2014. [Consulta: 31 octubre 2014].
* ↑ «New Bridge Links Swiss Mountain Peaks». Clapway, 27-10-2014. [Consulta: 31 octubre 2014].
* ↑ «Suspension Bridge to connect two Peaks in the Swiss Alps». We Media (India), 27-10-2014. Arxivat de l'original el 19 desembre 2014. [Consulta: 31 octubre 2014].

## Enllaços externs

* Web oficial
* Notes de premsa: Passeig de Cim Arxivat 2015-09-24 a Wayback Machine.
* Revisió de blocaire del viatge (en alemany)
# Peacock

Peacock (Alfa del Gall Dindi / α Pavonis) és una estrella situada a la constel·lació del Gall Dindi. Amb magnitud aparent +1,91 és la més brillant en la constel·lació del Gall Dindi; està situada a 183 anys llum del sistema solar. El seu nom, «gall dindi» en anglès, va ser assignat a la dècada de 1930 en crear-se The Air Almanac, un almanac de navegació usat per la Royal Air Force.
Peacock és una estrella subgegant blava de tipus espectral B2IV i temperatura superficial de 18.700 K. Visualment 450 vegades més lluminosa que el Sol, en considerar la radiació ultraviolada que emet, la seva lluminositat arriba a 2.100 vegades la lluminositat solar. Té un radi 4,4 vegades major que el radi solar i una massa entre 5 i 6 vegades la del Sol, el que comporta que finalitzarà la seva vida com una nana blanca. La velocitat de rotació mesura, 39 km/s, és baixa per a una estrella de les seves característiques, el que implica que el seu eix de rotació ha d'estar aproximadament orientat cap a la Terra.
Peacock és una estrella binària propera, amb un període orbital d'11,8 dies. La separació entre les dues components és de 0,21 ua, la meitat de la distància existent entre Mercuri i el Sol.

## Referències

* ↑ «Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems». Astronomy and Astrophysics, 1975, pàg. 91–99.
* ↑ «Young Stars Near the Sun» (en anglès). Anual Review of Astronomy and Astrophysics, 1, 22-09-2004, pàg. 685-721. DOI: 10.1146/ANNUREV.ASTRO.42.053102.134111.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ «The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A». Astronomy and Astrophysics, 1995, pàg. 553–564.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ Peacock (SIMBAD)

## Enllaços externs

* Peacock (Stars, Jim Kaler) Arxivat 2008-12-05 a Wayback Machine.
# SS d'Andròmeda

SS d'Andròmeda (SS Andromedae) és un estel variable situat a la constel·lació d'Andròmeda. Visualment s'hi troba a poc més de 3º al nord de 3 d'Andròmeda, prop del límit amb la veïna constel·lació de Cassiopea. Es troba aproximadament a 1.100 anys llum de distància del sistema solar.
SS d'Andròmeda és una gegant vermella lluminosa de tipus espectral M6II. Fins i tot dins de les gegant vermelles, és un estel molt fred —comparable a Rasalgethi (α Herculis), 30 d'Hèrcules o EU del Dofí—, sent la seva temperatura superficial de sols 2.920 K. La seva lluminositat bolomètrica —no només en l'espectre visible sinó també considerant la important quantitat d'energia radiada com a llum infraroja— és 622 vegades major que la del Sol. No obstant això, no és un estel massiu; s'estima que la seva massa actual és aproximadament un 11% inferior a la massa solar.
La variabilitat d'aquesta gegant vermella va ser ressenyada per primera vegada el 1935 per Ernst Zinner. Catalogada com a variable semiregular polsant de tipus SRC —igual que la coneguda μ Cephei—, la seva lluentor varia entre magnitud aparent +9,0 i +10,1 al llarg d'un període de 152,5 dies.

## 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.
* 1 2 3 4 5 6 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
* ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* ↑ «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 Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten, 331, 4, 2010. p. 349.
* ↑ «V* SS And -- Semi-regular pulsating Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].
* ↑ Zinner, E. «Mitteilungen über veränderliche und verdächtige Sterne». Astronomische Nachrichten, 255, 93, 1935.
* ↑ «SS And» (en anglès). VizieR - Catàleg General d'Estrelles Variables. [Consulta: 2 gener 2021].
* ↑ Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Bedding, T. R. «Variability in red supergiant stars: pulsations, long secondary periods and convection noise». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 372, 4, 2006. pp. 1721-1734.
# S de l'Orada

S de l'Orada (S Dor / HD 35343 / CD-69 295) és un estel variable en la constel·lació austral de l'Orada, prototip d'una classe de variables que porten el seu nom, variables S Doradus o variables blaves lluminoses. No pertany a la nostra galàxia, la Via Làctia, sinó al cúmul obert NGC 1910 en el Gran Núvol de Magalhães i es troba a uns 180.000 anys llum de distància del sistema solar.
Amb una magnitud absoluta que pot arribar a -10 i una lluminositat de més d'1 milió de sols, S de l'Orada és un estel hipergegant i un dels més lluminosos que es coneixen. No obstant això, la gran distància que ens separa d'ella fa que sigui invisible a ull nu. La seva magnitud aparent varia entre +8,6 i +11,7, amb variacions de lluentor lentes i de llarga durada, esquitxades per esclats ocasionals. La seva temperatura superficial és menor que la d'altres variables blaves lluminoses, però el seu diàmetre és major.
El seu espectre és similar al de l'estrella P del Cigne, variable del mateix tipus. Aquests estels són molt massius, almenys 60 vegades més que el Sol, i la seva vida no pot excedir d'uns pocs milions d'anys. Estudis de l'any 1999 mostren que ara l'espectre de S de l'Orada és similar al d'un estel supergegant de tipus espectral F, cosa que no s'havia observat en els 50 anys anteriors, encara que en nombroses ocasions l'estel va tenir la mateixa lluentor. Es desconeix la causa d'aquest canvi.

## Vegeu també

* Llista d'estrelles variables

## Referències

* ↑ «The Brightest Stars in the Magellanic Clouds» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 1r octubre 1960, pàg. 337-385. DOI: 10.1093/MNRAS/121.4.337.
* ↑ 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.
* 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.
* ↑ 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.
* ↑ S Doradus (SIMBAD)
* ↑ S Doradus. The internet Encyclopedia of Science
# Scheat

Scheat (β Pegasi / β Peg / 53 Pegasi) és la segona estrella més brillant de la constel·lació del Pegàs després d'Enif (ε Pegasi) i una de les que forma l'asterisme del Quadrat del Pegàs. El seu nom prové de la paraula àrab as-SAQ, que significa "la cama" o "la canyella". Es troba a 200 anys llum del sistema solar.
Scheat és una gegant vermella catalogada també com a gegant lluminosa de tipus espectral M2.5. El seu diàmetre és 95 vegades més gran que el diàmetre solar; situada al centre del Sistema Solar, englobaria a Mercuri en el seu interior, estenent-se fins al 70% de la mida de l'òrbita de Venus. És una estrella molt freda, amb una temperatura superficial de 3700 K, un 65% de la que té el Sol. La seva lluminositat és 340 vegades més gran que la lluminositat solar considerant únicament la llum visible, però tenint en compte que Scheat emet una gran quantitat de radiació a l'infraroig, la seva lluminositat bolomètrica, és a dir, totes les longituds d'ona, arriba als 1.500 sols.
És una estrella variable classificada com estrella variable irregular, la brillantor oscil·la entre magnitud aparent +2,31 a +2,74. Un fort vent estel·lar que bufa des de la seva superfície crea un fi embolcall de gas al voltant de l'estrella, en la qual s'ha detectat vapor d'aigua.

## 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.
* ↑ Caroline Soubiran «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2008, pàg. 91–101. DOI: 10.1051/0004-6361:20078788.
* ↑ 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 Caroline Soubiran «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2008, pàg. 91–101. DOI: 10.1051/0004-6361:20078788.
* 1 2 3 4 5 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
* ↑ David W. Latham «Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 07-12-2007, pàg. 209–231. DOI: 10.1088/0004-6256/135/1/209.
* ↑ Dimitri Pourbaix «Spectroscopic binaries among Hipparcos M giants'. I. Data, orbits, and intrinsic variations» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 18-02-2009, pàg. 627–640. DOI: 10.1051/0004-6361/200810698.
* ↑ Verne V. Smith «The chemical composition of red giants. I. Dredge-up in the M and MS stars» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1985, pàg. 326–338. DOI: 10.1086/163300.
* ↑ Beta Pegasi - pulsating variable Star (SIMBAD)
* 1 2 «Scheat (Stars, Jim Kaler)». Arxivat de l'original el 2006-07-15. [Consulta: 27 febrer 2010].
* ↑ Beta Pegasi (General Catalogue of Variable Stars)