111 Tyr

111 Tauri (111 Tauri , forkortet 111 Tau ) er en stjerne i stjernebilledet Tyren . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +5,1149 m [4] og ifølge Bortle-skalaen er stjernen synlig med det blotte øje på den lyse forstadshimmel .  Stjernen har en ledsager [8] , der også er en del af systemet: 111 Tauri B (111 Tauri B , forkortet til 111 Tau B , også kendt som Gliese 201 ) og har en tilsyneladende størrelse på +7,919 m [16] og, ifølge Bortle-skalaen er den kun synlig for det blotte øje på en perfekt mørk himmel ( engelsk Excellent dark-sky site ).  

Fra målinger af parallakse opnået under Gaia- missionen [6] [15] ved man, at den første stjerne er omkring 47,57  væk . år ( 14,58  pk ), og den anden på 47,50  sv. år ( 14,56  pct . ) fra Jorden , hhv. Begge stjerner er observeret nord for 73°S. sh. , det vil sige, at de er synlige på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste observationstidspunkt er december [20] .

Stjernen 111 Taurus bevæger sig ret hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 37  km/s [20] , hvilket er næsten 4 gange hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen er bevæger sig væk fra Solen . Stjernen 111 Tauri nærmede sig Solen i en afstand af 19,4  sv. For 309.000  år siden , da den øgede sin lysstyrke med 1,94 m til en værdi på 3,17 m (det vil sige, den skinnede dengang, som Nu Korma eller Theta Ursa Major skinner nu) [21] . Stjernen 111 Taurus B nærmede sig Solen i en afstand af 18,6  ly. For 302.000  år siden , da den øgede sin lysstyrke med 0,86 m til en værdi af 5,97 m (det vil sige, den skinnede dengang, som 79 Pegasus skinner nu) [22] . På himlen bevæger begge stjerner sig mod sydøst [23] og passerer gennem himmelsfæren henholdsvis 0,25118 og 0,25107 buesekunder om året.

De gennemsnitlige rumlige hastigheder for 111 Tauri og 111 Tauri B har meget ens komponenter (U, V, W) A =(-38,1, -14,6, 7,1) [21] og (U, V, W) B =(-38,5, −14,3 , 6,8) [22] [24] , hvilket betyder U A = −38,1  km/s og U B = −38,5  km/s (bevæger sig fra det galaktiske centrum ), VA  = −14,6 km/s og VB  = −14,3 km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og WA = 7,1 km/s og W B = 6,8  km / s ( bevæger sig  mod den nordgalaktiske pol ).

Stjernenavn

111 Taurus ( latiniseret variant af lat.  111 Tauri ) er Flamsteeds betegnelse .

Betegnelserne for komponenterne som 111 Taurus AB og AC følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [25] .

Egenskaber for et multisystem

111 Tyren A og B er et meget bredt par af dobbeltstjerner  [8] , hvor komponenterne er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 705,2 " [3] , hvilket, forudsat en gravitationsforbindelse mellem dem, svarer til de semi- hovedaksen i kredsløbet mellem ledsagerne, mindst 8705,6  AU og en omløbsperiode  på 767.214 år [3] Hvis vi ser fra 111 Tyr til 111 Tyr B, ser vi en orange stjerne, der skinner med en lysstyrke på -4,74 m , at er, med en lysstyrke på 1,74 Venus (i gennemsnit). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 147,6 mas [c] . Og omvendt, hvis vi ser fra siden af ​​111 Tyren B på, 111 Tyren, vi vil se en gul-hvid en stjerne, der skinner med en lysstyrke på −7,55 m , det vil sige med den lysstyrke, som supernovastjernen SN 1006 , som brød ud i stjernebilledet Ulven i 1006. Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 368 mas [c] .

Stjernen 111 Tauri er let variabel: under observationer ændres stjernens lysstyrke med 0,04 m , svingende mellem 4,98 m og 5,02 m [10] , uden nogen periodicitet (sandsynligvis har stjernen eller stjernerne flere perioder), typen af variablen er defineret som en variabel af typen BY Dragon [10] .

Der er bevis for, at der er en tredje komponent i 111 Tauri B-systemet (sandsynligvis en lavmasse og svagt lysende rød dværg ), som intet vides om [3] .

Estimater af systemets alder spænder fra 3,06  milliarder år [5] til 3,76  milliarder år [26] . Den seneste aldersbestemmelse viste dog, at stjernerne er meget unge: den nuværende alder af 111 Taurus-systemet er bestemt til 20-50 millioner  år [2] . Det er også kendt, at stjerner med en masse på 1,12  [3] lever på hovedsekvensen i omkring 7,28  milliarder år , og stjerner med en masse på 0,73  [3] lever på hovedsekvensen endnu længere - omkring 24,1  milliarder år og i denne måde, stjernerne i 111 Taurus systemet vil ikke snart blive røde kæmper , og så, efter at have tabt deres ydre skaller, vil de blive hvide dværge .

Begge stjerner er medlemmer af Hyades åbne stjernehob [27] .

Egenskaber for 111 Taurus

111 Tyren - at dømme efter sin spektraltype F8V [8] , er stjernen en dværg af spektraltype F , hvilket indikerer, at brint i stjernens kerne stadig er kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernens masse er: 1,12  [3] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6015  K [11] , hvilket giver den en karakteristisk gul-hvid farve.

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1972 [28] . Data om denne og andre målinger er angivet i tabellen:

Stjernenavn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
111 Tyr	1972	4,98	F8V	0,75	1.3	[28]
Gliese 202	1983	5.01	F8V	—	1.1	[29]

Nu, efter Gaia- missionen, ved vi, at stjernens radius skulle være 1,19  [6] , det vil sige, at 1983- målingen ikke var nøjagtig nok. Stjernens lysstyrke , lig med 1,845  [12] , er typisk for en stjerne af spektraltypen F8 . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 1,09 AU  . e. . Desuden, fra en sådan afstand, ville 111 Tyren se 16% større ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,58 ° [c] ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5 °).

Stjernen har en overfladetyngdekraftskarakteristisk for en dværg på 4,24  CGS [11] eller 173,8 m/s 2 , det vil sige 37 % mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ). Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, dog har 111 Taurus en metallicitetsværdi på -0,14 [11] til 0,05 [27] , altså fra næsten 72 % til 112 % af solværdien. Stjernen viser en usædvanlig høj lithium -overflod , der forbliver uforklarlig [27] . Stjernen er også en velkendt kilde til røntgenstråler [27] .

Denne stjerne er blevet undersøgt for et overskud af infrarød stråling , hvilket kunne indikere tilstedeværelsen af ​​en resterende skive , men der blev ikke observeret nogen signifikant overskud [26] .

Rotationshastigheden for 111 Tyren overstiger solenergien med næsten 8 gange og er lig med 16,0  km/s [ 13] , hvilket giver stjernens rotationsperiode på 3,5  dage. [14] . Stjernen er også underlagt differentiel rotation, hvor rotationshastigheden afhænger af breddegrad [30] .

Egenskaber for 111 Taurus B

111 Taurus B - at dømme efter dens spektraltype K5V [8] , er stjernen en dværg af spektraltype K , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne er kerne-"brændstoffet", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernens masse er: 0,73  [3] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 4628  K [15] , hvilket giver den dens karakteristiske orange farve.

På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1983 [31] . Data om denne måling er angivet i tabellen:

Stjernenavn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
Gliese 201	1983	7,97	K5V	—	0,78	[31]

Nu, efter Gaia- missionen , ved vi, at stjernens radius skulle være 0,67  [15] , det vil sige, at 1983- målingen ikke var nøjagtig nok. Stjernens lysstyrke , svarende til 0,187  [15] , er noget høj for en K5- stjerne og kan forklares med dens ungdom. For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 0,43 AU  . dvs. omtrent ind i Merkurs kredsløb , hvis kredsløbs semi -hovedakse er 0,39  AU . e. Desuden, fra en sådan afstand, ville 111 Tyren B se 66 % større ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,83 ° [c] ( vores sols vinkeldiameter  er 0,5 °).

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1825 opdagede den britiske astronom J. South , baseret på optegnelser fra 1782 , dualiteten af ​​111 Tyren, det vil sige, han opdagede AB-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som S 478 [d] . I 1897 opdagede ansatte ved US Naval Observatory treenigheden af ​​111 Taurus (det vil sige de opdagede AC-komponenten), og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som WNO 52 [e] . Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [32] [33] :

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen 111 Taurus har en satellit:

• komponent B, en stjerne af 9. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 106,7  buesekunder . Stjernen har katalognummeret HD 243294 [34] , samt parallaksen , og efter det at dømme er stjernen i en afstand på ~ 1000  ly. år , og derfor er det ikke inkluderet i 111 Taurus-systemet;
• komponent C, en stjerne af 8. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 707,2 buesekunder  , hvilket svarer til en fysisk afstand på 0,127 ± 0,119 ly  . år eller 8044,94 ± 7509,51  a.u. [f] , relativ hastighed er 4.887 ± 1.592  km/s [g] . Den anden kosmiske hastighed i en afstand på 0,127 ± 0,119  sv. år for et stjernesystem med en samlet masse på 1,85  + ( 1,12  + 0,73  + ?  ) bør være 0,639 ± 0,596  km/s [h] . Ifølge eksisterende data gennemgår to stjerner således en tæt tilgang, men er ikke gravitationsmæssigt forbundet med hinanden. Det er dog meget usandsynligt, at stjerner er bundet til gravitation; dette kan ske som følge af opdagelsen af ​​en yderligere tæt komponent i både højmassestjerner og i tilfælde af nye parameterforfinelser, der vil indikere en tættere placering af de to stjerner eller deres lavere relative hastighed. Stjernerne er sandsynligvis født sammen i den samme molekylære sky , men nu bevæger de sig væk fra hinanden i en spiral.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [35] fra stjernen 111 Tauri (kun den nærmeste stjerne, lyseste (<6,5 m ), og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 25 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 2 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
3. ↑ 1 2 3 4 Vinkeldiameter (δ) beregnes med formlen , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d S er afstanden til stjernen
4. ↑ S - link til J. Souths katalog , 478 - postnummer i hans katalog
5. ↑ WNO - link til US Naval Observatory katalog , 52 - postnummer i dette katalog.
6. ↑ Fra 2020-data [9] [18] er de årlige parallakser af 111 Tauri [9] og 111 Taurus B [18] 68,5628 ± 0,1742 [6] mas og 68,6595 ± 0,0530 mas [15 , hvilket svarer til fysisk afstand [15] lig med henholdsvis 14,59 ± 0,04  pc ( 47,57 ± 0,12 ly  ) og 14,56 ± 0,01  pc ( 47,50 ± 0,04  ly ). Forskellen mellem disse værdier giver os mulighed for at beregne den radiale komponent af afstanden mellem to stjerner - 0,021 ± 0,026  pc eller 0,067 ± 0,084 ly  . år . Den tangentielle afstandskomponent fås fra stjernernes rigtige opstigning og deklination . For 111 Tauri [9] er deres værdier 05:24 25,46  ±0,16 s og +17° 23′ 00,73±0,12″, for stjernen 111 Tauri B  [ 34 ] er de  05:23 38,08 s og  ± 0,58 sek. +17° 19 ′ 26,82±0,04″. Ved at beregne forskellen for hver af koordinaterne, konvertere sekunderne af højre opstigning til sekunder af buen og derefter tilføje disse værdier, får vi stjernernes vinkeladskillelse 275,90 ± 0,21  " , som i en gennemsnitlig afstand fra Jorden på 14,5 pct. svarer til den tangentielle fysiske afstand på 4029,75 ± 3,08  AU eller 0,01954 ± 0,00001  pc ( 0,06369 ± 0,00005  St. år ) Tilføjer vi de radiale og tangentielle afstande, får vi den fysiske afstand mellem 111 Taurus 5 ± 1 og 3 B 5 ± 9.  0,02 ± 0,01  pc ( 0,06 ± 0,01  ly ) Da den tangentielle komponent af afstanden er kendt med større nøjagtighed, pålægger den en nedre grænse for fejlene i de opnåede værdier på 0,028+0,026
   -0,004 pc eller 0,092+0,08
   -0,014 St. år , hvilket efter omregning til fejlens middelværdi giver en afstandsværdi på 0,04 ± 0,04  pc eller 0,13 ± 0,11  sv. flere år
7. ↑ Fra dataene for 2020 [9] [34] er egenbevægelserne for 111 Tyren [9] 250,765 ± 0,316  mas / år og −7,332  ± 0,209  mas / år , for stjernen 111 Taurus B -02 5 ± 0,02 mas /år. / år og -5,778±0,068  mas / år . Disse værdier svarer til en relativ vinkelforskydning på 0,235 ± 0,408  mas / år i højre opstigning og 1,554 ± 0,277  mas / år i deklination , hvilket giver en samlet relativ vinkelbevægelse på 1,5717 ±  0,4931 . Ifølge parsec -definitionen svarer den sidste værdi af egenbevægelse i en afstand på 14,5  pct . til en tangentiel hastighedsværdi på 0,023 ± 0,004  AU. / år eller 0,109 ± 0,002  km / s . Den radiale komponent af den relative hastighed fås ud fra forskellen i stjernernes radiale hastigheder, som er 42,193 ± 0,001  km / s for 111 Tyr og 38,9 ± 0,2  km / s for 111 Taurus B. Tilføjelse af de radiale og tangentielle komponenter får vi værdien af ​​den relative hastighed af 111 Taurus og 111 Taurus B, svarende til 3,293 ± 0,200  km / s . Da den tangentielle hastighedskomponent er kendt med større nøjagtighed, sætter den en nedre grænse for fejlen af ​​den opnåede værdi 3,293+0,200
   -3,383 km / s , som efter omregning til fejlens middelværdi giver værdien af ​​den relative hastighed - 4.887 ± 1.592  km / s
8. ↑ Beregning af den anden rumhastighed ved hjælp af standardformlen for summen af ​​to stjerners masser og deres indbyrdes afstand

1. ↑ 1 2 Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E. The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. Washington Double Star Catalogue  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - Vol. 122, Iss. 6. - P. 3466-3471. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/323920
2. ↑ 12 Waite , IA; Marsden, SC; Carter, B.D.; Petit, P.; Donati, J.-F.; Jeffers, SV; Boro Saikia, S. Magnetiske felter på unge, moderat roterende sollignende stjerner – I. HD 35296 og HD 29615  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , nr. 1 . - S. 8-24 . - doi : 10.1093/mnras/stv006 . - . - arXiv : 1502.05788 .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Katalog med flere stjerner (HIP => 25278  ) . A.Tokovinin.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0634 :-63 20078357 
5. ↑ 1 2 Holmberg, J.; Nordstrøm, B.; Andersen, J. Genève-Københavns undersøgelse af solenergikvarteret. III. Forbedrede afstande, aldre og kinematik  // Astronomi og astrofysik  : tidsskrift  . - 2009. - Juli ( bd. 501 , nr. 3 ). - s. 941-947 . - doi : 10.1051/0004-6361/200811191 . - . - arXiv : 0811.3982 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 Brown, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-rekord for denne kilde hos VizieR 
7. ↑ Fuhrmann, Klaus (februar 2008), Nærliggende stjerner på den galaktiske skive og halo - IV , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  bind 384 (1): 173–224 , DOI 10.1111/j.1365-2966 1.12007.x. 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, PP; Tokovinin, AA Et katalog over mangfoldighed blandt lyse stjernesystemer  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2008. - September ( vol. 389 , nr. 2 ). - s. 869-879 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . - . - arXiv : 0806.2878 .
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 * 111 Tau -- Variabel af BY Dra type , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =111+Tau > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 19. august 2020 på Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 V1119  Tau . GAISH .
11. ↑ 1 2 3 4 5 Chen, YQ; Nissen, P.E.; Zhao, G.; Zhang, H.W.; Benoni, T. Kemisk sammensætning af 90 F- og G-diskdværge  // Astronomy and Astrophysics Supplement : journal  . - 2000. - Februar ( bind 141 , nr. 3 ). - S. 491-506 . - doi : 10.1051/aas:2000124 . - . - arXiv : astro-ph/9912342 .
12. ↑ 1 2 Takeda, Yoichi. Grundlæggende parametre og grundstofmængder af 160 FGK-stjerner baseret på OAO Spectrum Database  //  Publikationer fra Astronomical Society of Japan : journal. - 2007. - April ( bind 59 , nr. 2 ). - S. 335-356 . - doi : 10.1093/pasj/59.2.335 . - .
13. ↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, JHMM Ca II HK emission i hurtigt roterende stjerner. Beviser for en begyndelse af dynamoen af ​​soltypen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Januar ( bind 493 , nr. 3 ). - S. 1099-1107 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810377 . - .
14. ↑ 1 2 Hempelmann, A.; Mittag, M.; Gonzalez-Perez, JN; Schmitt, JHMM; Schröder, KP; Rauw, G. Måling af rotationsperioder for sollignende stjerner ved hjælp af TIGRE. En undersøgelse af periodisk CaII H+K S-indeksvariabilitet  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2016. - Bd. 586 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201526972 . — .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Brun, AGA; et al. ( August 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumé af indholdet og undersøgelsesegenskaberne , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-rekord for denne kilde hos VizieR 
16. ↑ 1 2 3 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI) C JHK observationer af Hipparcos-udvalgte nærliggende stjerner  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2010. - Vol. 403 , nr. 4 . - S. 1949-1968 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x . — .
17. ↑ 1 2 111 Tauri  . Internet Stellar Database .
18. ↑ 1 2 3 * 111 Tau B -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40783012&Name =*%20111 %20Tau%20B&submit=send > . Hentet 9. december 2019.   
19. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
20. ↑ 12 H.R. 1780 . Katalog over Bright Stars . Hentet 10. august 2020. Arkiveret fra originalen 21. januar 2020. (Russisk)
21. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (engelsk) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25213 
22. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (engelsk) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25155 
23. ↑ 111  Tauri . Univers guide .
24. ↑ Montes, D.; Lopez-Santiago, J.; Galvez, M.C.; Fernandez-Figueroa, MJ; De Castro, E.; Cornide, M. Medlemmer af sen type af unge kinematiske stjernegrupper - I. Enkelte stjerner  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2001. - November ( vol. 328 , nr. 1 ). - S. 45-63 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x . - . — arXiv : astro-ph/0106537 .
25. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Om navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
26. ↑ 1 2 Trilling, DE et al. Affaldsskiver omkring sollignende stjerner  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Februar ( vol. 674 , nr. 2 ). - S. 1086-1105 . - doi : 10.1086/525514 . - . - arXiv : 0710.5498 .
27. ↑ 1 2 3 4 Makarov, VV; Zacharias, N.; Hennessy, GS Common Proper Motion Companions to Nearby Stars: Ages and Evolution  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - November ( vol. 687 , nr. 1 ). - S. 566-578 . - doi : 10.1086/591638 . - . - arXiv : 0808.3414 .
28. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  2447 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
29. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  2446 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
30. ↑ Reiners, A. Rotation- og temperaturafhængighed af stjernernes breddegradsdifferentiel rotation  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Januar ( bind 446 , nr. 1 ). - S. 267-277 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053911 . - . — arXiv : astro-ph/0509399 .
31. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  2441 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
32. ↑ S 478: Katalogindgang i Washington Double  Star . Hentet 10. august 2020. Arkiveret fra originalen 16. marts 2016.
33. ↑ V1119  Tauri . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 10. august 2020. Arkiveret fra originalen 2. august 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 > . Hentet 9. december 2019.   
35. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra 111 Tauri  : . Internet Stellar Database .

Links

• Billede 111 Taurus på VizieR  (eng.)
• Billede 111 Taurus B på VizieR 
• Billeder af 111 Tyren på Wikisky 
• Billeder af 111 Taurus B på Wikisky