111 Býk

111 Tauri (111 Tauri , zkráceně 111 Tau ) je hvězda v souhvězdí Býka . Hvězda má zdánlivou velikost +5,1149 m [4] a podle Bortleovy stupnice je hvězda viditelná pouhým okem na jasné předměstské obloze .  Hvězda má společníka [8] , který je také součástí systému: 111 Tauri B (111 Tauri B , zkráceně 111 Tau B , také známý jako Gliese 201 ) a má zdánlivou velikost +7,919 m [16] a, podle Bortleovy stupnice je viditelná pouhým okem pouze na dokonale tmavé obloze ( anglicky Excellent dark-sky site ).  

Z měření paralaxy získaných během mise Gaia [6] [15] je známo, že první hvězda je asi 47,57 ly  daleko . let ( 14,58  pk ), a druhý ve 47,50  sv. let ( 14,56  ks ) ze Země , resp. Obě hvězdy jsou pozorovány severně od 73° jižní šířky. sh. , to znamená, že jsou viditelné téměř na celém území obydlené Země , s výjimkou polárních oblastí Antarktidy . Nejlepší doba pozorování je prosinec [20] .

Hvězda 111 Taurus se vůči Slunci pohybuje poměrně rychle : její radiální heliocentrická rychlost je 37  km/s [20] , což je téměř čtyřnásobek rychlosti místních hvězd galaktického disku a také to znamená, že hvězda je vzdalující se od Slunce . Hvězda 111 Tauri se přibližovala ke Slunci na vzdálenost 19,4  sv. Před 309  000 lety , kdy zvýšila svou jasnost o 1,94 m na hodnotu 3,17 m (tedy tehdy zářila, jako nyní září Nu Korma nebo Theta Ursa Major ) [21] . Hvězda 111 Taurus B se přibližovala ke Slunci na vzdálenost 18,6  ly. Před 302 000  lety , kdy zvýšil svou jasnost o 0,86 m na hodnotu 5,97 m (tedy tehdy svítil, jako nyní svítí 79 Pegas ) [22] . Na obloze se obě hvězdy pohybují na jihovýchod [23] , přičemž procházejí nebeskou sférou 0,25118 respektive 0,25107 obloukových sekund za rok.

Průměrné prostorové rychlosti 111 Tauri a 111 Tauri B mají velmi podobné složky (U, V, W) A =(-38,1, −14,6, 7,1) [21] a (U, V, W) B =(-38,5, −14,3 , 6,8) [22] [24] , což znamená U A = −38,1  km/s a U B = −38,5  km/s (pohyb od galaktického středu ), V A = −14,6  km/s a VB  = −14,3 km/s (pohybuje se proti směru galaktické rotace) a WA = 7,1 km/sa W B = 6,8  km / s ( pohybuje se  směrem k severnímu galaktickému pólu ).

Jméno hvězdy

111 Taurus ( lat . varianta Lat.  111 Tauri ) je Flamsteedovo označení .

Označení komponent jako 111 Taurus AB a AC vyplývá z konvence používané Washingtonským katalogem dvou hvězd (WDS) pro hvězdné systémy a přijaté Mezinárodní astronomickou unií (IAU) [25] .

Vlastnosti vícenásobného systému

111 Býk A a B je velmi široký pár dvojhvězd [8] , ve kterém jsou složky od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 705,2  " [ 3] , což odpovídá za předpokladu gravitačního spojení mezi nimi polo- hlavní osa oběžné dráhy mezi společníky, minimálně 8705,6  AU a oběžná  doba 767 214 let [3] Podíváme-li se od 111 Taurus do 111 Taurus B, vidíme oranžovou hvězdu, která září jasností −4,74 m , která je s jasností 1,74 Venuše (v průměru). Navíc úhlová velikost hvězdy bude - 147,6 mas [c] . A naopak, podíváme-li se ze strany 111 Býka B na 111 Býka, uvidí žlutobílou hvězdu, která září s jasností −7,55 m , tedy s jasností, jakou má supernova hvězda SN 1006 , která vybuchla v souhvězdí Vlka v roce 1006. Navíc úhlová velikost hvězdy bude být - 368 ms [c] .

Hvězda 111 Tauri je mírně proměnná: během pozorování se jasnost hvězdy mění o 0,04 m , kolísá mezi 4,98 m a 5,02 m [10] , bez jakékoli periodicity (s největší pravděpodobností hvězda nebo hvězdy mají několik period), typ proměnná je definována jako proměnná typu BY Dragon [10] .

Existují důkazy, že v systému 111 Tauri B existuje třetí složka (s největší pravděpodobností nízkohmotný a slabě svítící červený trpaslík ), o kterém není nic známo [3] .

Odhady stáří systému se pohybují od 3,06  miliardy let [5] do 3,76  miliardy let [26] . Poslední určení věku však ukázalo, že hvězdy jsou velmi mladé: aktuální stáří systému 111 Taurus je určeno na 20–50 milionů  let [2] . Je také známo, že hvězdy o hmotnosti 1,12  [3] žijí v hlavní posloupnosti asi 7,28  miliardy let a hvězdy o hmotnosti 0,73  [3] žijí v hlavní posloupnosti ještě déle - asi 24,1  miliardy let a v tomto hvězdy v systému 111 Taurus se tak brzy nestanou červenými obry a poté, co shodí vnější obaly, se stanou bílými trpaslíky .

Obě hvězdy jsou členy otevřené hvězdokupy Hyády [ 27] .

Vlastnosti 111 Taurus

111 Býk - soudě podle svého spektrálního typu F8V [8] je hvězda trpaslíkem spektrálního typu F , což naznačuje, že vodík v jádru hvězdy je stále jaderným „palivem“, to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Hmotnost hvězdy je: 1,12  [3] . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 6015  K [11] , což jí dodává charakteristickou žluto-bílou barvu.

Vzhledem k malé vzdálenosti ke hvězdě lze její poloměr měřit přímo a takový pokus byl učiněn v roce 1972 [28] . Údaje o tomto a dalších měřeních jsou uvedeny v tabulce:

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

Nyní, po misi Gaia , víme, že poloměr hvězdy by měl být 1,19  [6] , to znamená, že měření z roku 1983 nebylo dostatečně přesné. Svítivost hvězdy rovna 1,845  [12] , je typická pro hvězdu spektrálního typu F8 . Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 1,09 AU  . e . Navíc z takové vzdálenosti by 111 Taurus vypadalo o 16 % větší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země – 0,58 ° [c] ( úhlový průměr našeho Slunce  je 0,5 °).

Hvězda má povrchovou gravitaci charakteristickou pro trpaslíka 4,24  CGS [11] nebo 173,8 m/s 2 , což je o 37 % méně než na Slunci ( 274,0 m/s 2 ). Hvězdy nesoucí planetu mívají vyšší metalicitu než Slunce, nicméně 111 Býk má hodnotu metalicity −0,14 [11] až 0,05 [27] , tj. od téměř 72 % do 112 % sluneční hodnoty. Hvězda vykazuje neobvykle vysoké množství lithia , které zůstává nevysvětleno [27] . Hvězda je také známým zdrojem rentgenového záření [27] .

Tato hvězda byla zkoumána na přebytek infračerveného záření , který by mohl naznačovat přítomnost zbytkového disku , ale žádný významný přebytek nebyl pozorován [26] .

Rychlost rotace 111 Taurus převyšuje tu sluneční téměř 8krát a je rovna 16,0  km/s [13] , což dává rotaci hvězdy 3,5  dne. [14] . Hvězda také podléhá diferenciální rotaci, ve které rychlost rotace závisí na zeměpisné šířce [30] .

Vlastnosti 111 Taurus B

111 Býk B - soudě podle svého spektrálního typu K5V [8] , hvězda je trpaslík spektrálního typu K , což naznačuje, že vodík v jádru hvězdy je jaderným "palivem", to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Hmotnost hvězdy je: 0,73  [3] . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 4628  K [15] , což jí dodává charakteristickou oranžovou barvu.

Vzhledem k malé vzdálenosti ke hvězdě lze její poloměr měřit přímo a takový pokus byl učiněn v roce 1983 [31] . Údaje o tomto měření jsou uvedeny v tabulce:

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

Nyní, po misi Gaia , víme, že poloměr hvězdy by měl být 0,67  [15] , to znamená, že měření z roku 1983 nebylo dostatečně přesné. Svítivost hvězdy, rovna 0,187  [15] , je pro hvězdu K5 poněkud vysoká a lze ji vysvětlit jejím mládím. Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 0,43 AU  . tj. přibližně do oběžné dráhy Merkuru , jehož hlavní poloosa oběžné dráhy je 0,39  AU . e. Navíc z takové vzdálenosti by 111 Taurus B vypadal o 66 % větší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země - 0,83 ° [c] ( úhlový průměr našeho Slunce  je 0,5 °).

Historie studia mnohosti hvězd

V roce 1825 objevil britský astronom J. South na základě záznamů z roku 1782 dualitu 111 Býka, to znamená, že objevil složku AB a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako S 478 [d] . V roce 1897 objevili zaměstnanci americké námořní observatoře trojici 111 Taurus (tedy objevili složku AC) a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako WNO 52 [e] . Podle Washington Catalog of Visual Binaries jsou parametry těchto komponent uvedeny v tabulce [32] [33] :

Shrneme-li všechny informace o hvězdě, můžeme říci, že hvězda 111 Taurus má jeden satelit:

• složka B, hvězda 9. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 106,7  úhlových sekund . Hvězda má katalogové číslo HD 243294 [34] , stejně jako paralaxu a soudě podle ní je hvězda ve vzdálenosti ~ 1000  ly. let , a proto není zahrnut do systému 111 Taurus;
• složka C, hvězda 8. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 707,2  úhlových sekund , což odpovídá fyzické vzdálenosti 0,127 ± 0,119 ly  . let nebo 8044,94 ± 7509,51  a.u. [f] , relativní rychlost je 4,887 ± 1,592  km/s [g] . Druhá kosmická rychlost ve vzdálenosti 0,127 ± 0,119  sv. let pro hvězdnou soustavu s celkovou hmotností 1,85  + ( 1,12  + 0,73  + ?  ) by měla být 0,639 ± 0,596  km/s [h] . Podle existujících údajů tedy dvě hvězdy procházejí těsným přiblížením, ale nejsou spolu gravitačně spojeny. Je však velmi nepravděpodobné, že by hvězdy byly gravitačně vázány; k tomu může dojít v důsledku objevu další blízké složky u obou hvězd s vysokou hmotností a v případě nových upřesnění parametrů, které budou indikovat bližší umístění dvou hvězd nebo jejich nižší relativní rychlost. Hvězdy se pravděpodobně zrodily společně ve stejném molekulárním oblaku , ale nyní se od sebe vzdalují ve spirále.

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné systémy jsou do 20 světelných let [35] od hvězdy 111 Tauri (zahrnuta je pouze nejbližší hvězda, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

V blízkosti hvězdy, ve vzdálenosti 20 světelných let , se nachází asi 25 dalších červených , oranžových trpaslíků a žlutých trpaslíků spektrální třídy G, K a M a také 2 bílí trpaslíci , kteří nebyli zahrnuti do seznamu.

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
3. ↑ 1 2 3 4 Úhlový průměr (δ) se vypočítá podle vzorce , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v a.u. ; d S je vzdálenost ke hvězdě
4. ↑ S - odkaz na katalog J. Southa , 478 - číslo záznamu v jeho katalogu
5. ↑ WNO - odkaz na katalog US Naval Observatory , 52 - číslo položky v tomto katalogu.
6. ↑ Podle údajů z roku 2020 [9] [18] jsou roční paralaxy 111 Tauri [9] a 111 Taurus B [18] 68,5628 ± 0,1742 [6] mas a 68,6595 ± 0,0530 [ 15 ] mas rovných 14,59 ± 0,04  pc ( 47,57 ± 0,12 ly  ) a 14,56 ± 0,01  pc ( 47,50 ± 0,04  ly ), v daném pořadí. Rozdíl mezi těmito hodnotami nám umožňuje vypočítat radiální složku vzdálenosti mezi dvěma hvězdami - 0,021 ± 0,026  pc nebo 0,067 ± 0,084 ly  . let . Tangenciální složka vzdálenosti se získává z rektascenze a deklinace hvězd. Pro 111 Tauri [9] jsou jejich hodnoty  05:24 25,46±0,16 s a +17° 23′ 00,73±0,12″, pro hvězdu 111 Tauri B  [ 34 ] jsou  05:23 38,38 s a  ± 0,0 . +17° 19′ 26,82±0,04″. Výpočtem rozdílu pro každou ze souřadnic, převodem sekund rektascenzi na sekundy oblouku a následným sečtením těchto hodnot získáme úhlovou vzdálenost hvězd 275,90 ± 0,21  " , která při průměrné vzdálenosti od Země 14,5 ks odpovídá tangenciální fyzické vzdálenosti 4029,75 ± 3,08  AU nebo 0,01954 ± 0,00001  pc ( 0,06369 ± 0,00005  St. let ) Sečtením radiálních a tangenciálních vzdáleností dostaneme 3 ± 9rus  fyzickou vzdálenost mezi 5AU a 811 Taurus rovna 1111 Taurus. 0,02 ± 0,01  pc ( 0,06 ± 0,01  ly ) Vzhledem k tomu, že tangenciální složka vzdálenosti je známa s větší přesností, ukládá spodní hranici chyb získaných hodnot 0,028+0,026
   −0,004 pc nebo 0,092+0,08
   −0,014 Svatý. let , což po přepočtu na střední hodnotu chyby dává hodnotu vzdálenosti 0,04 ± 0,04  pc nebo 0,13 ± 0,11  sv. let
7. ↑ Podle údajů pro rok 2020 [9] [34] jsou vlastní pohyby 111 Taurus [9] 250,765 ± 0,316 ms  / rok a −7,332 ± 0,209 ms  / rok , pro hvězdu 109 Býk B - 250,000 ± 251 ms.  / rok a -5,778±0,068  mas / rok . Tyto hodnoty odpovídají relativnímu úhlovému posunutí 0,235 ± 0,408  ms / rok při rektascenzi a 1,554 ± 0,277  ms / rok při deklinaci, což dává celkový úhlový relativní pohyb 1,5717 ± 0,4931  m / rok . Podle definice parseku poslední hodnota vlastního pohybu ve vzdálenosti 14,5  pc odpovídá hodnotě tangenciální rychlosti 0,023 ± 0,004  AU. / rok nebo 0,109 ± 0,002  km / s . Radiální složka relativní rychlosti se získá z rozdílu radiálních rychlostí hvězd, který je pro 111 Taurus 42,193 ± 0,001  km / s a pro 111 Taurus B 38,9 ± 0,2  km / s . Sečtením radiální a tangenciální složky získáme hodnotu relativní rychlosti 111 Taurus a 111 Taurus B rovnou 3,293 ± 0,200  km / s . Vzhledem k tomu, že tangenciální složka rychlosti je známa s větší přesností, klade nižší mez na chybu získané hodnoty 3,293+0,200
   −3,383 km / s , což po přepočtu na střední hodnotu chyby dává hodnotu relativní rychlosti - 4,887 ± 1,592  km / s
8. ↑ Výpočet druhé prostorové rychlosti pomocí standardního vzorce pro součet hmotností dvou hvězd a jejich vzájemné vzdálenosti

1. ↑ 1 2 Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E. CD-ROM The US Naval Observatory Double Star z roku 2001. I. Washingtonský katalog  dvojhvězd // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2001. - Vol. 122, Iss. 6. - S. 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. Magnetická pole na mladých, středně rotujících hvězdách podobných Slunci – I. HD 35296 a HD 29615  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2015. - Vol. 449 , č.p. 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 více hvězd (HIP => 25278  ) . A.Tokovinin.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.104-6361:000 20078357 
5. ↑ 1 2 Holmberg, J.; Nordstrom, B.; Andersen, J. Ženevsko-kodaňský průzkum slunečního okolí. III. Vylepšené vzdálenosti, věky a kinematika  // Astronomie a astrofyzika  : časopis  . - 2009. - Červenec ( roč. 501 , č. 3 ). - S. 941-947 . - doi : 10.1051/0004-6361/200811191 . - . - arXiv : 0811.3982 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 Hnědá, AGA; a kol. ( srpen 2018 ), Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na VezieR 
7. ↑ Fuhrmann, Klaus (únor 2008), Blízké hvězdy galaktického disku a halo - IV , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol  . 384 (1): 173–224 , DOI 10.1111/j.1365-2966.1261.07 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, PP; Tokovinin, AA Katalog mnohosti mezi jasnými hvězdnými systémy  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — Oxford University Press , 2008. — Září ( roč. 389 , č. 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 -- Proměnná typu BY Dra , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =111+Tau > . Staženo 9. prosince 2019. Archivováno 19. srpna 2020 na 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. Chemické složení 90 F a G diskových trpaslíků  // Astronomy and Astrophysics Supplement : journal  . - 2000. - únor ( roč. 141 , č. 3 ). - S. 491-506 . - doi : 10.1051/aas:2000124 . - . - arXiv : astro-ph/9912342 .
12. ↑ 1 2 Takeda, Yoichi. Základní parametry a elementární abundance 160 hvězd FGK na základě databáze spektra OAO  //  Publikace Japonské astronomické společnosti : deník. - 2007. - Duben ( roč. 59 , č. 2 ). - str. 335-356 . - doi : 10.1093/pasj/59.2.335 . - .
13. ↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A.; Schmitt, JHMM Emise Ca II HK v rychle rotujících hvězdách. Důkazy pro nástup dynama slunečního typu  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Leden ( roč. 493 , č. 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. Měření period rotace hvězd podobných Slunci pomocí TIGRE. Studium periodické variability CaII H+K S-indexu  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2016. - Sv. 586 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201526972 . — .
15. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Hnědá, AGA; a kol. ( srpen 2018 ), Gaia Data Release 2: Souhrn obsahu a vlastností průzkumu , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na VezieR 
16. ↑ 1 2 3 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI) C JHK pozorování blízkých hvězd vybraných Hipparcosem  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2010. - Vol. 403 , č.p. 4 . - S. 1949-1968 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x . — .
17. ↑ 1 2 111 Tauri  . Internetová hvězdná databáze .
18. ↑ 1 2 3 * 111 Tau B -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40783012&Name =*%20111 %20Tau%20B&submit=odeslat > . Staženo 9. prosince 2019.   
19. ↑ Astronomická databáze SIMBAD
20. ↑ 12 hodin 1780 . Katalog jasných hvězd . Staženo 10. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 21. ledna 2020. (Ruština)
21. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters  (anglicky) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25213 
22. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An rozšířená kompilace hipparcos , Astronomy Letters  (anglicky) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25155 
23. ↑ 111  Tauri . Průvodce vesmírem .
24. ↑ Montes, D.; Lopez-Santiago, J.; Galvez, M.C.; Fernández-Figueroa, MJ; De Castro, E.; Cornide, M. Členové pozdního typu mladých hvězdných kinematických skupin - I. Single stars  (anglicky)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — Oxford University Press , 2001. — Listopad ( roč. 328 , č. 1 ). - str. 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.; a kol. ( 2010 ), Konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolárních planet, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
26. ↑ 1 2 Trilling, DE a kol. Disky trosek kolem hvězd podobných Slunci  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Únor ( roč. 674 , č. 2 ). - S. 1086-1105 . - doi : 10.1086/525514 . - . - arXiv : 0710.5498 .
27. ↑ 1 2 3 4 Makarov, VV; Zacharias, N.; Hennessy, GS Společní řádní pohyboví společníci blízkých hvězd: Věk a evoluce  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Listopad ( roč. 687 , č. 1 ). - str. 566-578 . - doi : 10.1086/591638 . - . - arXiv : 0808.3414 .
28. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  2447 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
29. ↑ Záznam v katalogu CADARS: recno=  2446 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
30. ↑ Reiners, A. Rotační a teplotní závislost hvězdné šířkové diferenciální rotace  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Leden ( roč. 446 , č. 1 ). - str. 267-277 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053911 . - . — arXiv : astro-ph/0509399 .
31. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  2441 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS) .
32. ↑ S 478: Záznam katalogu dvou hvězd ve Washingtonu  . Získáno 10. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 16. března 2016.
33. ↑ V1119  Tauri . Alcyone Bright Star Katalog . Získáno 10. srpna 2020. Archivováno z originálu dne 2. srpna 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 > . Staženo 9. prosince 2019.   
35. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od 111 Tauri  : . Internetová hvězdná databáze .

Odkazy

• Obrázek 111 Býk na VezieR  (angl.)
• Obrázek 111 Býk B na VizieR 
• Obrázky 111 Taurus na Wikisky 
• Obrázky 111 Taurus B na Wikisky