OpenLLM-France/wikimedia huggingface dataset:
# Gegant taronja

Una gegant taronja o gegant de tipus K és una estrella gegant de tipus espectral K i classe de lluminositat III. Mentre que les nanes taronges (estrelles de la seqüència principal de tipus K) tenen temperatures superficials entre 3.900 i 5.200 kèlvins (K), les gegants taronges són entre 100 i 400 K més fredes. Típicament tenen una lluminositat entre 60 i 300 vegades la lluminositat solar. Les estrelles de massa entre 0,8 i 10 masses solars en un moment de la seva evolució es transformen en estrelles gegants que pasen la major part d'aquesta etapa en el tipus espectral K; durant aquesta instància, en els seus nuclis tenen lloc la fusió nuclear de l'heli en carboni i oxigen.
Arcturus (α Bootis), amb magnitud aparent -0,04, és la gegant taronja més brillant al firmament. Un nombre important de les estrelles visibles al cel nocturn són gegants taronges; com a exemple, les tres estrelles més brillants de la constel·lació d'Antlia (α Antliae, ε Antliae i ι Antliae), són gegants d'aquest tipus. De les 34 gegants confirmades a menys de 100 anys llum del sistema solar, 18 són gegants taronges, el que suposa més de la meitat del total.
Des de 2002 se sap que diverses gegants taronges alberguen sistemes planetaris. Edasich (ι Draconis) fou la primera estrella d'aquesta classe on es va descobrir un planeta extrasolar, Iota Draconis b. Altres exemples notables són Pòl·lux (β Geminorum), 4 Ursae Majoris, 11 Ursae Minoris, 14 Andromedae i 42 Draconis.

## Gegants taronges més properes a la Terra

En la següent taula figuren les dotze gegants taronges más properes a la Terra.
| Nom | Denominació de Bayer | Tipus espectral | Distància (anys llum) | Radi (R$_{Sol}$) |
| Pòl·lux | β Geminorum | K0 IIIb | 33,7 | 10 |
| Arcturus | α Bootis | K1.5 IIIpe | 36,7 | 25 |
| Menkent | θ Centauri | K0 IIIb | 60,9 | 11 |
| Ni2 Canis Majoris | ν² Canis Majoris | K1 III* | 64,7 | 6 |
| Aldebaran A | α Tauri A | K5 III | 65,1 | 44 |
| Wei A | ε Scorpii A | K2.5 IIIb | 65,4 | 15 |
| Hamal | α Arietis | K1-2 III | 65,9 | 15 |
| Ni Octantis A | ν Octantis A | K0 IIIb | 69,1 | 6,3 |
| Unukalhai A | α Serpentis A | K2 IIIb | 73,2 | 15 |
| Kaus Borealis | λ Sagittarii | K0-2 IIIb | 77,3 | 11 |
| Ankaa A | α Phoenicis A | K0 IIIb | 77,4 | 11 |
| Cebalrai | β Ophiuchi | K2 III | 82,0 | 12,5 |
* A la base de dades SIMBAD, Ni2 Canis Majoris apareix classificada com a subgegant.
Font: Giant and subgiant stars within 100 ly. Solstation

## Vegeu també

* Estrella gegant
* Gegant vermella

## Referències

* ↑ K star. The internet Encyclopedia of Science
* 1 2 Giant and subgiant stars within 100 ly (Solstation)
* ↑ The Stars of Antlia (Pulsar Bright Star Catalogue/Antlia) (The Bright Star Catalogue)
* ↑ Döllinger, M. P.; Hatzes, A. P.; Pasquini, L.; Guenther, E. W.; Hartmann, M. «Planetary Companions to Evolved Intermediate-Mass Stars: 14 Andromedae, 81 Ceti, 6 Lyncis, and HD167042». Astronomy and Astrophysics, 505, 2009. pp. 1311-1317.
# Gliese 349

Gliese 349 és un estel amb una Classe Espectral K3 Ve i una velocitat radial de +27.6 km / s, localitzada a 36.8 anys llum del sol. L'estel es troba en ascensió recta 09h 7 m 9 s 09h 7 m s 9 i una declinació +05° 52′ +05 ° 52 ' a la constel·lació hydra. L'estel és també conegut com a HD 82106, i el LHS 2147.

## Referències

* 1 2 «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 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 «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.
* ↑ «Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants». Astronomical Journal, 1, 21-12-2016. DOI: 10.3847/1538-3881/153/1/21.
* ↑ NEXXUS - Star Page
* ↑ «ARICNS 4C00731». Arxivat de l'original el 2011-06-07. [Consulta: 27 novembre 2009].
# Gliese 667 Cb

Gliese 667 Cb és un planeta extrasolar que orbita l'estel de tipus M de la seqüència principal Gliese 667 C, localitzat aproximadament a 23 anys llum a la constel·lació de l'Escorpió. Aquest planeta té una massa 5,7 vegades la de la Terra (classificant-se com una superterra) i triga una setmana a completar el seu període orbital, sent el seu semieix major d'aproximadament 0,05 ua. No obstant això, a diferència de la majoria dels exoplanetes coneguts, la seva excentricitat no es coneix, però és habitual que es desconega la seva inclinació. Aquest planeta va ser detectat per HARPS el 19 d'octubre de 2009, juntament amb 29 altres exoplanetes.
El planeta està fora de la zona d'habitabilitat del seu estel, sent extremadament calent amb una temperatura de 155 °C, assumint una atmosfera com la de la Terra. És probable que el planeta bloquejat gravitacionalment, així, un costat del planeta s'hi troba a la llum del dia permanent i l'altre costat a la foscor permanent.

## Referències

* 1 2 Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 1 2 Xavier Bonfils «The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXI. The M-dwarf sample» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2013, pàg. 109–109. DOI: 10.1051/0004-6361/201014704.
* 1 2 3 Suvrath Mahadevan «Disentangling planets and stellar activity for Gliese 667C» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 2, 10-09-2014, pàg. 24. DOI: 10.1088/2041-8205/793/2/L24.
* 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 GJ 667 C b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 13 desembre 2020].
* ↑ Anglada-Escudé, Guillem; etal «A dynamically-packed planetary system around GJ 667C with three super-Earths in its habitable zone». Astronomy and Astrophysics, 556, 07-06-2013, pàg. A126. Arxivat de l'original el 2013-06-30. arXiv: 1306.6074. Bibcode: 2013A&A...556A.126A. DOI: 10.1051/0004-6361/201321331 [Consulta: 25 juny 2013].
* ↑ Potentially Habitable Planets of Star Gliese 667C Explained (Infographic) - Space.com
# Glòbul de Thackeray

Els glòbuls de Thackeray són núvols de pols opaca i densa que es troben a l'espai, coneguts com a glòbuls de Bok en la regió de formació estel·lar IC 2944.
No es coneix gaire sobre l'origen i la natura d'aquests glòbuls a IC 2944, descoberts per l'astrònom A. David Thackeray el 1950. Els glòbuls s'associen a grans regions de formació estel·lar que emissores d'hidrogen, que anul·len la lluentor de la llum del gas d'hidrogen.Contenen una massa de fins a 15 vegades la massa del Sol. La regió IC 2944 rica en hidrogen que l'envolta és plena de gas i pols il·luminat i escalfat per un cúmul d'estrelles que són molt més massives que el nostre Sol. IC 2944 es troba a uns 5.900 anys llum de la constel·lació de Centaure.
Els glòbuls són zones potencials de formació de noves estrelles, encara que probablement erosionades per la radiació de les estrelles joves del voltant.
Els glòbuls de Thackeray estan fracturats i a conseqüència de la radiació de les estrelles joves i calentes que escalfen la brillant nebulosa d'emissió. Aquests glòbuls i d'altres de similars associats a zones de formació estel·lar podrien acabar dissipant-se degut a l'ambient hostil que els envolta.

## Referències

* ↑ http://apod.nasa.gov/apod/ap080418.html
* ↑ http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap030816.html
# HD 113766

HD 113.766 (HIP 63.975 / SAO 223904) és una estrella binària a la constel·lació de Centaurus de magnitud aparent +7,56. En una de les estrelles del sistema s'ha trobat un disc protoplanetari. Es troba a uns 424 anys llum de distància de la Terra.
El sistema estel·lar HD 113.766 està format per dues estrelles molt joves, amb una edat al voltant de 16 milions d'anys, de tipus espectrals F3 i F5. Al voltant de l'estrella principal,HD 113.766 A, s'ha trobat un disc de pols calenta (~ 440 K). Cent vegades més massiu que el cinturó d'asteroides del sistema solar, es pensa que està col·lapsant per formar un planeta terrestre que estarà situat a la zona d'habitabilitat, a 1,8 UA de l'estrella, on pot existir aigua en estat líquid. L'anàlisi química i mineralògica del material del disc mostra que la seva composició és similar a la dels asteroides metàl·lics de tipus-S.
Si bé no s'ha trobat vapor d'aigua associat al disc de pols, s'han descobert dues concentracions de material ric en gel al voltant d'HD 113.766 A: el primer entre 4 i 9 ua, la distància del cinturó d'asteroides al Sol, i la segona entre 30 i 80 ua, la distància a la qual hi ha el cinturó de Kuiper en el sistema solar.
L'altra estrella del sistema,HD 113.766 B, és molt similar a la component A, i es troba a 170 ua (4 vegades la distància entre Plutó i el Sol), pel que la seva presència no afecta la formació del planeta al voltant de HD 113.766 A.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two dimentional spectral types for the HD stars, Vol. 2. Data de publicació: 1978.
* ↑ Afirmat a: SIMBAD.
* 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.
* 1 2 3 4 Mark J. Pecaut «A Magellan MIKE and Spitzer MIPS study of 1.5-1.0 M_{sun}_ stars in Scorpius-Centaurus» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 18-08-2011, pàg. 122. DOI: 10.1088/0004-637X/738/2/122.
* ↑ Lisse, C. M., Chen, C. H., Wyatt, M. C. & Morlok, A. «Circumstellar Dust Created by Terrestrial Formation in HD 113766». Astrophysical Journal, acceptat Setembre 2007, 2007. Arxivat de l'original el 2010-06-17. 2007arXiv0710.0839L [Consulta: 30 gener 2010].

## Enllaços externs

* Planeta terrestre en construcción (Astroenlazador.com)
* HD 113766 (SIMBAD)
* Lisse, C. M., Chen, C. H., Wyatt, M. C. & Morlok, A. «Circumstellar Dust Created by Terrestrial Formation in HD 113766». Astrophysical Journal, acceptat Setembre 2007, 2007. Arxivat de l'original el 2010-06-17. 2007arXiv0710.0839L [Consulta: 30 gener 2010].
# HD 173416 b

HD 173416 b és un planeta extrasolar situat aproximadament a 440 anys llum de distància, a la constel·lació de la Lira, orbitant l'estel de tipus G HD 173416. Aquest gegant gasós va ser descobert el 10 de gener de 2009 per Liu et al.
Aquest planeta orbita a 1,16 ua del seu estel. No obstant això, malgrat el fet que el planeta orbita el 16% més lluny de l'estel que la Terra del Sol, el seu període orbital és de només 323,6 dies, en comparació amb els 365,25 dies de la Terra. Aquesta relació inversa és causada perquè l'estel HD 173416 posseeix el doble de la massa del nostre Sol, cosa que augmenta la força del seu camp gravitacional. Aquesta evidència implica que, quan l'estel estava en la seqüència principal, va ser un estel de tipus A.

## Referències

* 1 2 Afirmat a: NASA Exoplanet Archive.
* 1 2 3 «Revisiting Planetary Systems in Okayama Planet Search Program: A new long-period planet, RV astrometry joint analysis, and multiplicity-metallicity trend around evolved stars». Publications of the Astronomical Society of Japan, 6, 13-09-2023, pàg. 1030-1071. DOI: 10.1093/PASJ/PSAD056.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 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 HD 173416 b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 15 desembre 2020].
* ↑ Liu et al. «A Planetary Companion Orbiting to the Intermediate-Mass G Giant HD 173416» (abstract). Research in Astronomy and Astrophysics, 9, 1, 10-01-2009, pàg. 4. Arxivat de l'original el 2017-08-09 [Consulta: 15 desembre 2020].
# HD 208487 b

HD 208487 b és un planeta extrasolar situat aproximadament a 144 anys llum en la constel·lació de la Grua, orbitant l'estrella HD 208487. Aquest planeta té una massa mínima prop a la meitat de la de Júpiter i el més probable és que sigui un gegant gasós. El planeta orbita l'estrella en una petita òrbita excèntrica. Una revolució triga 130 dies a completar-se. Aquest planeta va ser descobert el 16 de setembre del 2004 per Tinney, Butler i Marcy et al. fent servir la tècnica de l'espectroscopia Doppler per mesurar els canvis de la velocitat radial de l'estrella degudes al planeta.

## Referències

* 1 2 Geoffrey Marcy «Three Low‐Mass Planets from the Anglo‐Australian Planet Search» (en anglès). Astrophysical Journal, 2, 20-04-2005, pàg. 1171–1179. DOI: 10.1086/428661.
* ↑ «A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD 208487» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 1r febrer 2007, pàg. 1321–1333. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2006.11240.X.
* ↑ «A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD 208487» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 1r febrer 2007, pàg. 1321–1333. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2006.11240.X.
* ↑ «A Bayesian Kepler periodogram detects a second planet in HD 208487» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 1r febrer 2007, pàg. 1321–1333. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2006.11240.X.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 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.
* ↑ Tinney, C. G. et al. «Three Low-Mass Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal, 623, 2, 2005, pàg. 1171–1179. Bibcode: 2005ApJ...623.1171T. DOI: 10.1086/428661.

## Enllaços externs

* «HD 208487 b». Extrasolar Visions. Arxivat de l'original el 2011-06-05. [Consulta: 29 agost 2008].
* «HD 208487». Exoplanets. Arxivat de l'original el 2008-05-19. [Consulta: 29 agost 2008].
Coordenades: 21$^h$ 57$^m$ 19,.8477$^s$; −37° 45′ 49,037″
# HD 4113 b

HD 4113 b és un exoplaneta de tipus jovià situat aproximadament 144 anys llum en la constel·lació de l'Escultor, orbitant l'estrella HD 4113. Aquest planeta té una excentricitat orbital elevada, orbitant en un període de 527 dies a 1,28 ua de la seva estrella.

## Referències

* 1 2 Omer Tamuz «The CORALIE survey for southern extra-solar planets XV. Discovery of two eccentric planets orbiting HD4113 and HD156846» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, 14-02-2008, pàg. 33–36. DOI: 10.1051/0004-6361:20078737.
* 1 2 3 Hugh R. A. Jones «3-D selection of 167 sub-stellar companions to nearby stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 9-2022. DOI: 10.3847/1538-4365/AC7E57.
* ↑ Afirmat a: Enciclopèdia Extrasolar Planets. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès.
* 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 HD 4113 A b» (en anglès). Extrasolar Planets Encyclopaedia. Observatori Meudon. [Consulta: 18 desembre 2020].

## Enllaços externs

* Tamuz et al. «The CORALIE survey for southern extra-solar planets XV. Discovery of two eccentric planets orbiting HD 4113 and HD 156846». Astronomy and Astrophysics, 480, 2008, pàg. L33–L36. DOI: 10.1051/0004-6361:20078737.
* «Notes for planet HD 4113 b». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Arxivat de l'original el 2018-02-04. [Consulta: 24 agost 2008].
* «HD 4113». Exoplanets. Arxivat de l'original el 2010-03-17. [Consulta: 24 agost 2008].
Coordenades: 00$^h$ 43$^m$ 12.5967$^s$; −37° 58′ 57.472″
# IC 3568

IC 3568 és una nebulosa planetària de la constel·lació de la Girafa situada a 1.3 kiloparsecs (4.500 anys llum) de la Terra. És una nebulosa relativament jove i té un diàmetre de 0.4 anys llum. IC 3568 és una de les nebuloses més simples conegudes, ja que té una morfologia perfectament esfèrica. El nucli de la nebulosa no té una estructura clarament visible en la formació i està composta principalment d'heli ionitzat. La estrella central de la nebulosa és una gegant vermella i pot ser visualitzada amb un to vermell-ataronjat des d'un telescopi d'aficionat. Un dèbil disc de pols còsmica envolta la nebulosa.

## Referències

* ↑ «IC 3568». [Consulta: 6 juny 2017].
* ↑ Eva Gloria Villaver Sobrino «The Magellanic Cloud Calibration of the Galactic Planetary Nebula Distance Scale» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 10-12-2008, pàg. 194–202. DOI: 10.1086/592395.
* 1 2 3 4 5 Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
* 1 2 «Proper motions and natures of First Byurakan Survey blue stellar objects» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2010, pàg. 681–690. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2010.16959.X.
* ↑ «Vitesses radiales. Catalogue WEB: Wilson Evans Batten. Radial velocities: The Wilson-Evans-Batten catalogue». Astronomy and Astrophysics, 12-1995, pàg. 269–280.
* ↑ IC 3568
* ↑ Portal to the Universe.org
* ↑ «starrycritters.com». Arxivat de l'original el 2015-04-02. [Consulta: 17 febrer 2016].
* ↑ Wiliams.edu
# Iota d'Aquari

Iota d'Aquari (ι Aquarii) és una estrella de la Constel·lació d'Aquari. Iota d'Aquari és una estrella blanca-blava subgegant del tipus B de la magnitud aparent +4,29. Està aproximadament a 173 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol.4. Indicat a la font segons: SIMBAD. Autor: Nancy Houk. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 1988.
* 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.
* ↑ «Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1-2012. DOI: 10.1051/0004-6361/201117691.
* ↑ «Rotational Velocities of B Stars» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 7-2002, pàg. 359–365. DOI: 10.1086/340590.
* ↑ 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.
# Iota d'Orió

Iota d'Orió (ι Orionis) és un sistema estel·lar múltiple a la constel·lació d'Orió. És el vuitè membre més brillant de la constel·lació i el més brillant dels que conformen l'espasa d'Orió, amb magnitud aparent +2,75. El component principal, Iota d'Orió Aa1, s'anomena oficialment Hatysa. Tradicionalment el sistema també és conegut pel nom àrab Na’ir al Saif, que significa precisament «la brillant de l'espasa».
Situat a una incerta distància de 1.300 anys llum —però que pot arribar a ser de fins a 2.000 anys llum—, Hatysa és un gegant blau de tipus espectral O9III molt calent. Amb una temperatura efectiva de 31.500 K, 25.000 K més calent que el Sol.
Hatysa és, a més, una estrella binària espectroscòpica. Al costat del gegant blau, amb un període orbital de només 29 dies, es mou un estel blanc-blavós de tipus B1 en una òrbita molt excèntrica que fa que la separació entre els dos estels oscil·li entre 0,11 i 0,8 ua. La gran excentricitat del sistema pot explicar-se sobre la base de dos estels fugitius de tipus espectral gairebé idèntic, AE del Cotxer i Mi de la Coloma. El càlcul de les trajectòries dels estels suggereix que fa 2,5 milions d'anys, una trobada propera entre dos sistemes binaris va resultar en l'expulsió a gran velocitat de dos dels estels —AE del Cotxer i Mi de la Coloma— mentre que els altres dos van aconseguir romandre units en una òrbita molt excèntrica.
Altres dos estels molt més allunyats, a 50 i 11 segons d'arc, completen el sistema estel·lar de Iota d'Orió.

## Referències

* ↑ E. J. Alfaro «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification system and bright northern stars in the blue-violet at R ~ 2500». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 10-03-2011, pàg. 24. DOI: 10.1088/0067-0049/193/2/24.
* ↑ 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.
* ↑ «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.
* ↑ Norberto Castro «The IACOB project. III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 19-12-2016. DOI: 10.1051/0004-6361/201628541.
* ↑ 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.
* 1 2 «Coarse analysis of the helium weak B star iota Ori B» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1970, pàg. 197–203.
* ↑ «Na'anar al Saif» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 24 desembre 2020].
* ↑ «Iota Orionis» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 24 desembre 2020].
# Iota de la Màquina Pneumàtica

Iota de la Màquina Pneumàtica (ι Antliae) és una estrella de la constel·lació de la Màquina Pneumàtica. És una estrella gegant taronja del tipus K de la magnitud +4,60. Està aproximadament a 199 anys llum de la Terra.

## Referències

* ↑ Afirmat a: Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars, Vol. 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Pàgina: 0. Data de publicació: 1982. Autor: Nancy Houk.
* 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 Vardan Adibekyan «CORALIE radial-velocity search for companions around evolved stars (CASCADES). I. Sample definition and first results: Three new planets orbiting giant stars». Astronomy and Astrophysics, 1-2022. DOI: 10.1051/0004-6361/202040078.
* ↑ 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.
* ↑ «josep» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 2 gener 2021].