111 Tauro

111 Tauri (111 Tauri , abreviado 111 Tau ) es una estrella en la constelación zodiacal de Tauro . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,1149 m [4] y , según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en el brillante cielo suburbano .  La estrella tiene una compañera [8] que también forma parte del sistema: 111 Tauri B (111 Tauri B , abreviada como 111 Tau B , también conocida como Gliese 201 ) y tiene una magnitud aparente de +7,919 m [16] y, según la escala de Bortle , es visible a simple vista solo en un cielo perfectamente oscuro ( Excelente sitio de cielo oscuro en inglés ).  

A partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Gaia [6] [15] , se sabe que la primera estrella está a unos 47,57 ly  de distancia . años ( 14,58  pk ), y el segundo a 47,50  sv. años ( 14,56  pc ) de la Tierra , respectivamente. Ambas estrellas se observan al norte de 73°S. sh. , es decir, son visibles en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida . El mejor momento de observación es diciembre [20] .

La estrella 111 Tauro se mueve bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 37  km/s [20] , que es casi 4 veces la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella está alejándose del Sol . La estrella 111 Tauri se acercaba al Sol a una distancia de 19,4  sv. Hace 309.000  años , cuando aumentó su brillo en 1,94 ma un valor de 3,17 m (es decir, brillaba entonces, como brilla ahora Nu Korma o Theta Ursa Major ) [21] . La estrella 111 Tauro B se acercaba al Sol a una distancia de 18,6  al . Hace 302.000  años , cuando aumentó su brillo en 0,86 ma un valor de 5,97 m (es decir, brillaba entonces, como brilla ahora 79 Pegasus ) [22] . En el cielo, ambas estrellas se desplazan hacia el sureste [23] , recorriendo la esfera celeste 0,25118 y 0,25107 segundos de arco al año, respectivamente.

Las velocidades espaciales promedio de 111 Tauri y 111 Tauri B tienen componentes muy similares (U, V, W) A = (-38.1, −14.6, 7.1) [21] y (U, V, W) B = (-38.5, −14,3 , 6,8) [22] [24] , lo que significa que U A = −38,1  km/s y U B = −38,5  km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V A = −14,6  km/s y VB  = −14,3 km/s (moviéndose contra la dirección de rotación galáctica) y WA = 7,1 km/s y W B = 6,8  km / s ( moviéndose  hacia el polo norte galáctico ).

Nombre de la estrella

111 Taurus ( variante latinizada de Lat.  111 Tauri ) es la designación de Flamsteed .

Las designaciones de los componentes como 111 Taurus AB y AC se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [25] .

Propiedades de un sistema múltiple

111 Tauro A y B son un par muy amplio de estrellas binarias [8] en las que las componentes están separadas entre sí por una distancia angular de 705,2  " [3] , que corresponde, suponiendo una conexión gravitacional entre ellas, a la semi- eje mayor de la órbita entre las compañeras, al menos 8705,6  UA y un período orbital  de 767.214 años [3] Si miramos desde 111 Tauro hasta 111 Tauro B, vemos una estrella naranja que brilla con un brillo de −4,74 m , que es, con un brillo de 1.74 Venus (en promedio). Además, el tamaño angular de la estrella será - 147.6 mas [c] . Y viceversa, si miramos desde el lado de 111 Taurus B a 111 Taurus, verá una estrella de color amarillo-blanco que brilla con un brillo de −7,55 m , es decir, con el brillo con el que la estrella supernova SN 1006 , que hizo erupción en la constelación Wolf en 1006. Además, el tamaño angular de la estrella será ser - 368 mas [c] .

La estrella 111 Tauri es ligeramente variable: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia en 0,04 m , fluctuando entre 4,98 m y 5,02 m [10] , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella o estrellas tengan varios períodos), el tipo de la variable se define como una variable de tipo BY Dragon [10] .

Hay evidencia de que hay un tercer componente en el sistema 111 Tauri B (probablemente una enana roja débilmente luminosa y de baja masa ), sobre la cual no se sabe nada [3] .

Las estimaciones de la edad del sistema oscilan entre 3060  millones de años [5] y 3760  millones de años [26] . Sin embargo, la última determinación de la edad mostró que las estrellas son muy jóvenes: la edad actual del sistema Tauro 111 se determina entre 20 y 50 millones  de años [2] . También se sabe que las estrellas con una masa de 1,12  [3] viven en la secuencia principal durante unos 7280  millones de años , y las estrellas con una masa de 0,73  [3] viven en la secuencia principal incluso más tiempo, unos 24100  millones de años y en este De alguna manera, las estrellas en el sistema Tauro 111 no se convertirán pronto en gigantes rojas , y luego, habiendo perdido sus caparazones exteriores, se convertirán en enanas blancas .

Ambas estrellas son miembros del cúmulo estelar abierto Hyades [27] .

Propiedades de 111 Taurus

111 Tauro: a juzgar por su tipo espectral F8V [8] , la estrella es una enana de tipo espectral F , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sigue siendo un "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es: 1,12  [3] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6015  K [11] , lo que le da un color amarillo-blanco característico.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1972 [28] . Los datos sobre esta y otras medidas se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
111 Tauro	1972	4.98	F8V	0.75	1.3	[28]
Gliese 202	1983	5.01	F8V	—	1.1	[29]

Ahora, después de la misión Gaia , sabemos que el radio de la estrella debería ser 1,19  [6] , es decir, la medida de 1983 no fue lo suficientemente precisa. La luminosidad de la estrella, igual a 1,845  [12] , es típica para una estrella de tipo espectral F8 . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 1,09 UA  . mi .. Además, desde tal distancia, 111 Tauro parecería un 16% más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,58 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

La estrella tiene una gravedad superficial característica de una enana de 4,24  CGS [11] o 173,8 m/s 2 , es decir, un 37 % menos que en el Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta que el Sol, sin embargo, 111 Taurus tiene un valor de metalicidad de −0,14 [11] a 0,05 [27] , es decir, de casi el 72 % al 112 % del valor solar. La estrella muestra una abundancia inusualmente alta de litio que permanece sin explicación [27] . La estrella es también una conocida fuente de rayos X [27] .

Esta estrella ha sido examinada por un exceso de radiación infrarroja , lo que podría indicar la presencia de un disco residual , pero no se observó un exceso significativo [26] .

La velocidad de rotación de 111 Tauro supera a la solar en casi 8 veces y es igual a 16,0  km/s [13] , lo que da un período de rotación de la estrella de 3,5  días. [14] . La estrella también está sujeta a rotación diferencial, en la que la tasa de rotación depende de la latitud [30] .

Propiedades de 111 Taurus B

111 Tauro B - a juzgar por su tipo espectral K5V [8] , la estrella es una enana de tipo espectral K , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es: 0,73  [3] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 4628  K [15] , lo que le da su característico color naranja.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1983 [31] . Los datos sobre esta medida se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
Gliese 201	1983	7.97	K5V	—	0.78	[31]

Ahora, tras la misión Gaia , sabemos que el radio de la estrella debería ser de 0,67  [15] , es decir, la medida de 1983 no fue lo suficientemente precisa. La luminosidad de la estrella, igual a 0,187  [15] , es algo elevada para una estrella K5 y se explica por su juventud. Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,43 UA  . es decir , aproximadamente en la órbita de Mercurio , cuyo semieje mayor de la órbita es 0,39  UA . e. Además, desde tal distancia, 111 Tauro B parecería un 66% más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,83 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1825, el astrónomo británico J. South , basándose en registros de 1782 , descubrió la dualidad de 111 Tauro, es decir, descubrió la componente AB y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como S 478 [d] . En 1897, los empleados del Observatorio Naval de EE. UU. descubrieron la trinidad de 111 Tauro (es decir, descubrieron el componente AC) y las estrellas se incluyeron en los catálogos como WNO 52 [e] . Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [32] [33] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 111 Tauro tiene un satélite:

• componente B, una estrella de novena magnitud ubicada a una distancia angular de 106,7  segundos de arco . La estrella tiene el número de catálogo HD 243294 [34] , así como el paralaje , ya juzgar por ello, la estrella está a una distancia de ~ 1000  ly. años y, en consecuencia, no está incluido en el sistema 111 Taurus;
• componente C, una estrella de octava magnitud ubicada a una distancia angular de 707,2 segundos de arco  , lo que corresponde a una distancia física de 0,127 ± 0,119 ly  . años o 8044,94 ± 7509,51  a.u. [f] , la velocidad relativa es 4,887 ± 1,592  km/s [g] . La segunda velocidad cósmica a una distancia de 0,127 ± 0,119  sv. años para un sistema estelar con una masa total de 1,85  + ( 1,12  + 0,73  + ?  ) debería ser 0,639 ± 0,596  km/s [h] . Así, según los datos existentes, dos estrellas se acercan mucho, pero no están conectadas gravitacionalmente entre sí. Sin embargo, es muy poco probable que las estrellas estén ligadas gravitacionalmente; esto puede ocurrir como resultado del descubrimiento de un componente cercano adicional en ambas estrellas de gran masa y en el caso de nuevos refinamientos de parámetros que indicarán una ubicación más cercana de las dos estrellas o su velocidad relativa más baja. Las estrellas probablemente nacieron juntas en la misma nube molecular , pero ahora se están alejando unas de otras en espiral.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [35] de la estrella 111 Tauri (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 25 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 2 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
3. ↑ 1 2 3 4 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella
4. ↑ S - enlace al catálogo de J. South , 478 - número de entrada en su catálogo
5. ↑ WNO - enlace al catálogo del Observatorio Naval de EE. UU. , 52 - número de entrada en este catálogo.
6. ↑ A partir de datos de 2020 [9] [18] , las paralajes anuales de 111 Tauri [9] y 111 Taurus B [18] son ​​68,5628 ± 0,1742 [6] mas y 68,6595 ± 0,0530 [15] mas , lo que corresponde a distancias físicas igual a 14,59 ± 0,04  pc ( 47,57 ± 0,12  al ) y 14,56 ± 0,01  pc ( 47,50 ± 0,04  al ) , respectivamente. La diferencia entre estos valores nos permite calcular la componente radial de la distancia entre dos estrellas: 0,021 ± 0,026  pc o 0,067 ± 0,084 ly  . años _ La componente de distancia tangencial se obtiene a partir de la ascensión recta y la declinación de las estrellas. Para 111 Tauri [9] , sus valores son  05:24 25.46±0.16 s y +17° 23′ 00.73±0.12″, para la estrella 111 Tauri B  [ 34 ] , son  05:23 38.38  ±0.05 s y +17° 19′ 26,82±0,04″. Calculando la diferencia para cada una de las coordenadas, convirtiendo los segundos de ascensión recta a segundos de arco y luego sumando estos valores, obtenemos la separación angular de las estrellas 275.90±0.21  ” , que a una distancia promedio de la Tierra de 14.5 pc corresponde a la distancia física tangencial de 4029.75 ± 3.08  AU o 0.01954 ± 0.00001  pc ( 0.06369 ± 0.00005  St. años ) Sumando las distancias radial y tangencial, obtenemos la distancia física entre 111 Tauro y 111 Tauro B igual a 5847.33 ± 5306.97  AU o 0,02 ± 0,01  pc ( 0,06 ± 0,01  ly ) Dado que la componente tangencial de la distancia se conoce con mayor precisión, impone un límite inferior a los errores de los valores obtenidos de 0,028+0.026
   −0.004 pc o 0.092+0,08
   −0,014 S t. años , que, después de la conversión al valor medio del error, da un valor de distancia de 0,04 ± 0,04  pc o 0,13 ± 0,11  sv. años
7. ↑ A partir de los datos de 2020 [9] [34] , los movimientos propios de 111 Taurus [9] son ​​250,765 ± 0,316  mas / año y −7,332 ± 0,209  mas / año , para la estrella 111 Taurus B - 251,000 ± 0,092  mas / año y −5.778±0.068  mas / año . Estos valores corresponden a un desplazamiento angular relativo de 0,235 ± 0,408  mas / año en ascensión recta y 1,554 ± 0,277  mas / año en declinación, dando un movimiento relativo angular total de 1,5717 ± 0,4931  mas / año . Según la definición de parsec , el último valor de movimiento propio a una distancia de 14,5  pc corresponde a un valor de velocidad tangencial de 0,023 ± 0,004  AU. / año o 0,109 ± 0,002  km / s . La componente radial de la velocidad relativa se obtiene de la diferencia de las velocidades radiales de las estrellas, que es de 42,193 ± 0,001  km / s para 111 Taurus y de 38,9 ± 0,2  km / s para 111 Taurus B. Sumando las componentes radial y tangencial, obtenemos el valor de la velocidad relativa de 111 Taurus y 111 Taurus B, igual a 3,293 ± 0,200  km / s . Dado que la componente de velocidad tangencial se conoce con mayor precisión, impone un límite inferior al error del valor obtenido 3.293+0.200
   −3.383 km / s , que, después de la conversión al valor medio del error, da el valor de la velocidad relativa - 4,887 ± 1,592  km / s
8. ↑ Cálculo de la segunda velocidad espacial usando la fórmula estándar para la suma de las masas de dos estrellas y su distancia mutua

1. ↑ 1 2 Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E. El CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de EE. UU. de 2001. I. El catálogo de estrellas dobles de Washington  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - vol. 122, edición. 6.- Pág. 3466-3471. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/323920
2. ↑ 12 Waite , IA; Marsden, Carolina del Sur; Carter, BD; Petit, P.; Donati, J.-F.; Jeffers, SV; Boro Saikia, S. Campos magnéticos en estrellas jóvenes similares al Sol que giran moderadamente: I. HD 35296 y HD 29615  // Avisos  mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 2015. - Vol. 449 , núm. 1 . - Pág. 8-24 . -doi : 10.1093 / mnras/stv006 . - . -arXiv : 1502.05788 . _
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Catálogo de estrellas múltiples (HIP => 25278  ) . A.Tokovinin.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics  (inglés) Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361: 20078357 
5. ↑ 1 2 Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. La encuesta Ginebra-Copenhague del vecindario solar. tercero Distancias, edades y cinemática mejoradas  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2009. - julio ( vol. 501 , no. 3 ). - Pág. 941-947 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/200811191 . - . - arXiv : 0811.3982 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 Marrón, AGA; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomy & Astrophysics  (inglés) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR 
7. ↑ Fuhrmann, Klaus (febrero de 2008), Near stars of the Galactic disc and halo - IV , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  vol 384 (1): 173–224 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2007 .12671.x 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, PP; Tokovinin, AA Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. — Oxford University Press , 2008. — Septiembre ( vol. 389 , no. 2 ). - Pág. 869-879 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x . - . -arXiv : 0806.2878 . _
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 * 111 Tau -- Variable de tipo BY Dra , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =111+Tau > . Consultado el 9 de diciembre de 2019. Archivado el 19 de agosto de 2020 en Wayback Machine .   
10. ↑ 1 2 3 V1119  Tau . GAISH .
11. ↑ 1 2 3 4 5 Chen, YQ; Nissen, PE; Zhao, G.; Zhang, HW; Benoni, T. Composición química de 90 enanos de disco F y G  // Suplemento de astronomía y astrofísica : revista  . - 2000. - febrero ( vol. 141 , no. 3 ). - Pág. 491-506 . -doi : 10.1051/aas : 2000124 . - . -arXiv : astro - ph/9912342 .
12. ↑ 1 2 Takeda, Yoichi. Parámetros fundamentales y abundancias elementales de 160 estrellas FGK basados ​​en la base de datos de espectro OAO  //  Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón : diario. - 2007. - abril ( vol. 59 , n. 2 ). - P. 335-356 . -doi : 10.1093 / pasj/59.2.335 . - .
13. ↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, Emisión JHMM Ca II HK en estrellas de rotación rápida. Evidencia de un inicio de la dínamo de tipo solar  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2009. - enero ( vol. 493 , n. 3 ). - Pág. 1099-1107 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 200810377 . - .
14. ↑ 1 2 Hempelmann, A.; Mittag, M.; González-Pérez, JN; Schmitt, JHMM; Schröder, KP; Rauw, G. Midiendo los períodos de rotación de estrellas de tipo solar usando TIGRE. Un estudio de la variabilidad periódica del índice CaII H+K S  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2016. - Vol. 586 . —P.A14 . _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201526972 . — .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Marrón, AGA; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomy & Astrophysics  (inglés) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR 
16. ↑ 1 2 3 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV (RI) C JHK observaciones de estrellas cercanas seleccionadas por Hipparcos  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. - Prensa de la Universidad de Oxford , 2010. - Vol. 403 , núm. 4 . - Pág. 1949-1968 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.16182.x . — .
17. ↑ 1 2 111 Tauri  . Base de datos estelar de Internet .
18. ↑ 1 2 3 * 111 Tau B -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40783012&Name =*%20111 %20Tau%20B&submit=submit > . Consultado el 9 de diciembre de 2019.   
19. ↑ Base de datos astronómica SIMBAD
20. ↑ 12 H.R. 1780 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 10 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 21 de enero de 2020. (Ruso)
21. ↑ 1 2 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) volumen 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25213 
22. ↑ 1 2 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) volumen 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25155 
23. ↑ 111  Tauro . Guía del Universo .
24. ↑ Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, MC; Fernández-Figueroa, MJ; De Castro, E.; Cornide, M. Miembros de tipo tardío de grupos cinemáticos estelares jóvenes - I. Estrellas individuales  (inglés)  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista. — Oxford University Press , 2001. — Noviembre ( vol. 328 , no. 1 ). - Pág. 45-63 . -doi : 10.1046/ j.1365-8711.2001.04781.x . - . — arXiv : astro-ph/0106537 .
25. ↑ Hessman , FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; pantano, TR; Günther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
26. ↑ 1 2 Trilling, DE et al. Discos de escombros alrededor de estrellas similares al Sol  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2008. - Febrero ( vol. 674 , no. 2 ). - P. 1086-1105 . -doi : 10.1086/ 525514 . - . - arXiv : 0710.5498 .
27. ↑ 1 2 3 4 Makarov, VV; Zacarías, N.; Hennessy, GS Compañeros de movimiento propio común de estrellas cercanas: edades y evolución  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2008. - Noviembre ( vol. 687 , no. 1 ). - pág. 566-578 . -doi : 10.1086/ 591638 . - . -arXiv : 0808.3414 . _
28. ↑ 1 2 Entrada de catálogo CADARS: recno=  2447 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
29. ↑ Entrada de catálogo CADARS: recno=  2446 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
30. ↑ Reiners, A. Dependencia de rotación y temperatura de la rotación diferencial latitudinal estelar  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2006. - enero ( vol. 446 , n. 1 ). - pág. 267-277 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20053911 . - . — arXiv : astro-ph/0509399 .
31. ↑ 1 2 Entrada de catálogo CADARS: recno=  2441 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) .
32. ↑ S 478: Entrada de catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 10 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 16 de marzo de 2016.
33. ↑ V1119  Tauri . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 10 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 2 de agosto de 2016.
34. ↑ 1 2 3 HD 243294 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40783014&Name=HD%20243294&submit=submit > . Consultado el 9 de diciembre de 2019.   
35. ↑ Estrellas a 20 años luz de 111 Tauri  : . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen 111 Taurus en VizieR  (ing.)
• Imagen 111 Tauro B en VizieR 
• Imágenes de 111 Tauro en Wikisky 
• Imágenes de 111 Taurus B en Wikisky