111 Oxen

111 Tauri (111 Tauri , förkortat 111 Tau ) är en stjärna i zodiakens stjärnbild Oxen . Stjärnan har en skenbar magnitud på +5,1149 m [4] och enligt Bortle-skalan är stjärnan synlig för blotta ögat på den ljusa förortshimlen .  Stjärnan har en följeslagare [8] som också är en del av systemet: 111 Tauri B (111 Tauri B , förkortat 111 Tau B , även känd som Gliese 201 ) och har en skenbar magnitud på +7,919 m [16] och, enligt Bortle-skalan är den synlig för blotta ögat endast på en perfekt mörk himmel ( engelska Excellent dark-sky site ).  

Från mätningar av parallax som erhölls under Gaia- uppdraget [6] [15] är det känt att den första stjärnan är omkring 47,57 ly  bort . år ( 14,58  pk ), och tvåan på 47,50  sv. år ( 14,56  st ) från jorden , respektive. Båda stjärnorna observeras norr om 73°S. sh. , det vill säga de är synliga på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för polarområdena i Antarktis . Den bästa observationstiden är december [20] .

Stjärnan 111 Oxen rör sig ganska snabbt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är 37  km/s [20] , vilket är nästan 4 gånger hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan är rör sig bort från solen. Stjärnan 111 Tauri närmade sig solen på ett avstånd av 19,4  sv. För 309 000  år sedan , när den ökade sin ljusstyrka med 1,94 m till ett värde av 3,17 m (det vill säga den lyste då, som Nu Korma eller Theta Ursa Major lyser nu) [21] . Stjärnan 111 Taurus B närmade sig solen på ett avstånd av 18,6  ly. För 302 000  år sedan , när den ökade sin ljusstyrka med 0,86 m till ett värde av 5,97 m (det vill säga den lyste då, eftersom 79 Pegasus lyser nu) [22] . På himlen rör sig båda stjärnorna åt sydost [23] , och passerar genom himmelssfären 0,25118 respektive 0,25107 bågsekunder per år.

De genomsnittliga rumshastigheterna för 111 Tauri och 111 Tauri B har mycket likartade komponenter (U, V, W) A =(-38,1, −14,6, 7,1) [21] och (U, V, W) B =(-38,5, −14,3 , 6,8) [22] [24] , vilket betyder U A = −38,1  km/s och U B = −38,5  km/s (rör sig från det galaktiska centrumet ), VA  = −14,6 km/s och VB  = −14,3 km/s (rör sig mot den galaktiska rotationsriktningen) och WA = 7,1 km/s och W B = 6,8  km / s ( rör sig  mot den nordliga galaktiska polen ).

Stjärnnamn

111 Taurus ( latiniserad variant av lat.  111 Tauri ) är Flamsteeds beteckning .

Beteckningarna för komponenterna som 111 Taurus AB och AC följer från konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem och antagen av International Astronomical Union (IAU) [25] .

Egenskaper för ett multipelsystem

111 Oxen A och B är ett mycket brett par av dubbelstjärnor [8] där komponenterna är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 705,2  " [3] , vilket, om man antar ett gravitationssamband mellan dem, motsvarar halv- huvudaxeln i omloppsbanan mellan följeslagarna, minst 8705,6  AU och en omloppstid  på 767 214 år [3] Om vi ​​tittar från 111 Oxen till 111 Oxen B ser vi en orange stjärna som lyser med en ljusstyrka på -4,74 m , som är, med en ljusstyrka på 1,74 Venus (i genomsnitt). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara - 147,6 mas [c] . Och vice versa, om vi ser från sidan av 111 Oxen B på, 111 Oxen, vi kommer att se en gul-vit stjärna som lyser med en ljusstyrka på −7,55 m , det vill säga med den ljusstyrka som supernovastjärnan SN 1006 , som bröt ut i stjärnbilden Wolf 1006. Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek vara - 368 mas [c] .

Stjärnan 111 Tauri varierar något: under observationer ändras stjärnans ljusstyrka med 0,04 m , fluktuerande mellan 4,98 m och 5,02 m [10] , utan någon periodicitet (mest troligt har stjärnan eller stjärnorna flera perioder), typen av variabeln definieras som en variabel av typen BY Dragon [10] .

Det finns bevis för att det finns en tredje komponent i 111 Tauri B-systemet (mest troligt en lågmassa och svagt lysande röd dvärg ), som ingenting är känt om [3] .

Uppskattningar av systemets ålder sträcker sig från 3,06  miljarder år [5] till 3,76  miljarder år [26] . Den senaste åldersbestämningen visade dock att stjärnorna är mycket unga: den nuvarande åldern för 111 Oxen-systemet bestäms till 20-50 miljoner  år [2] . Det är också känt att stjärnor med massan 1,12  [3] lever på huvudsekvensen i cirka 7,28  miljarder år , och stjärnor med massan 0,73  [3] lever på huvudsekvensen ännu längre - cirka 24,1  miljarder år och i detta sätt kommer stjärnorna i 111 Taurus-systemet inte snart att bli röda jättar , och sedan, efter att ha tappat sina yttre skal, kommer de att bli vita dvärgar .

Båda stjärnorna är medlemmar av den öppna stjärnhopen Hyades [27] .

Egenskaper för 111 Taurus

111 Oxen - att döma av sin spektraltyp F8V [8] , är stjärnan en dvärg av spektraltyp F , vilket indikerar att väte i stjärnans kärna fortfarande är kärnbränsle, det vill säga att stjärnan befinner sig i huvudsekvensen . Stjärnans massa är: 1,12  [3] . Stjärnan strålar ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6015  K [11] , vilket ger den en karakteristisk gul-vit färg.

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1972 [28] . Data om denna och andra mätningar ges i tabellen:

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

Nu, efter Gaia- uppdraget, vet vi att stjärnans radie borde vara 1,19  [6] , det vill säga 1983 års mätning var inte tillräckligt exakt. Stjärnans ljusstyrka , lika med 1,845  [12] , är typisk för en stjärna av spektraltyp F8 . För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen, måste den placeras på ett avstånd av 1,09 AU  . e. . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle 111 Oxen se 16% större ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,58 ° [c] ( vinkeldiametern på vår sol  är 0,5 °).

Stjärnan har en ytgravitation som är karakteristisk för en dvärg på 4,24  CGS [11] eller 173,8 m/s 2 , det vill säga 37 % mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ). Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet än solen, dock har 111 Oxen ett metallicitetsvärde på −0,14 [11] till 0,05 [27] , dvs från nästan 72 % till 112 % av solvärdet. Stjärnan visar ett ovanligt högt överflöd av litium som förblir oförklarat [27] . Stjärnan är också en välkänd källa till röntgenstrålar [27] .

Denna stjärna har undersökts för ett överskott av infraröd strålning , vilket kan indikera närvaron av en kvarvarande skiva , men inget signifikant överskott observerades [26] .

Rotationshastigheten för 111 Oxen överstiger solenergin med nästan 8 gånger och är lika med 16,0  km/s [13] , vilket ger stjärnans rotationsperiod på 3,5 dagar  . [14] . Stjärnan är också föremål för differentiell rotation, där rotationshastigheten beror på latitud [30] .

Egenskaper för 111 Taurus B

111 Oxen B - av sin spektraltyp K5V [8] att döma är stjärnan en dvärg av spektraltyp K , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna är kärn-"bränslet", det vill säga att stjärnan finns i huvudsekvensen . Stjärnans massa är: 0,73  [3] . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 4628  K [15] , vilket ger den dess karakteristiska orange färg.

På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1983 [31] . Data om denna mätning ges i tabellen:

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

Nu, efter Gaia- uppdraget , vet vi att stjärnans radie borde vara 0,67  [15] , det vill säga 1983 års mätning var inte tillräckligt exakt. Stjärnans ljusstyrka , lika med 0,187  [15] , är något hög för en K5- stjärna och kan förklaras av dess ungdom. För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 0,43 AU  . e. det vill säga ungefär in i Merkurius omloppsbana , vars halvstora axel i omloppsbanan är 0,39  AU . e. Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle 111 Oxen B se 66% större ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,83 ° [c] ( vinkeldiametern på vår sol  är 0,5 °).

Historia om studiet av stjärnmångfald

År 1825 upptäckte den brittiske astronomen J. South , baserat på uppgifter från 1782 , dualiteten av 111 Oxen, det vill säga han upptäckte AB-komponenten och stjärnorna inkluderades i katalogerna som S 478 [d] . År 1897 upptäckte anställda vid US Naval Observatory treenigheten av 111 Taurus (det vill säga de upptäckte AC-komponenten) och stjärnorna inkluderades i katalogerna som WNO 52 [e] . Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [32] [33] :

Genom att sammanfatta all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan 111 Taurus har en satellit:

• komponent B, en stjärna med 9:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 106,7  bågsekunder . Stjärnan har katalognumret HD 243294 [34] , såväl som parallaxen , och av den att döma är stjärnan på ett avstånd av ~ 1000  ly. år och följaktligen ingår den inte i 111 Taurus-systemet;
• komponent C, en stjärna av 8:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 707,2 bågsekunder  , vilket motsvarar ett fysiskt avstånd på 0,127 ± 0,119 ly  . år eller 8044,94 ± 7509,51  a.u. [f] , relativ hastighet är 4,887 ± 1,592  km/s [g] . Den andra kosmiska hastigheten på ett avstånd av 0,127 ± 0,119  sv. år för ett stjärnsystem med en total massa på 1,85  + ( 1,12  + 0,73  + ?  ) bör vara 0,639 ± 0,596  km/s [h] . Sålunda, enligt befintliga data, genomgår två stjärnor en närgång, men är inte gravitationsmässigt kopplade till varandra. Det är dock mycket osannolikt att stjärnor är gravitationsbundna; detta kan inträffa som ett resultat av upptäckten av ytterligare en nära komponent i både stjärnor med hög massa och i fallet med nya parameterförfinningar som kommer att indikera en närmare placering av de två stjärnorna eller deras lägre relativa hastighet. Stjärnorna föddes förmodligen tillsammans i samma molekylära moln , men nu rör de sig bort från varandra i en spiral.

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [35] från stjärnan 111 Tauri (endast den närmaste stjärnan, ljusast (<6,5 m ), och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det cirka 25 fler röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, samt 2 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
3. ↑ 1 2 3 4 Vinkeldiameter (δ) beräknas med formeln , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a.u. ; d S är avståndet till stjärnan
4. ↑ S - länk till J. Souths katalog , 478 - postnummer i hans katalog
5. ↑ WNO - länk till US Naval Observatory -katalogen , 52 - postnummer i denna katalog.
6. ↑ Från och med 2020 data [9] [18] är de årliga parallaxerna för 111 Tauri [9] och 111 Taurus B [18] 68,5628 ± 0,1742 [6] mas och 68,6595 ± 0,0530 mas [ 15] vilket motsvarar fysiskt avstånd [15] lika med 14,59 ± 0,04  pc ( 47,57 ± 0,12 ly  ) respektive 14,56 ± 0,01  pc ( 47,50 ± 0,04  ly ) . Skillnaden mellan dessa värden tillåter oss att beräkna den radiella komponenten av avståndet mellan två stjärnor - 0,021 ± 0,026  pc eller 0,067 ± 0,084 ly  . år . Den tangentiella avståndskomponenten erhålls från stjärnornas rätta uppstigning och deklination . För 111 Tauri [9] är deras värden  05:24 25,46±0,16 s och +17° 23′ 00,73±0,12″, för stjärnan 111 Tauri B  [ 34 ] är de 05:23 38,08 s och  ±  0,58 s +17° 19 ′ 26,82±0,04″. Genom att beräkna skillnaden för var och en av koordinaterna, omvandla sekunderna av höger uppstigning till sekunder av bågen och sedan addera dessa värden, erhåller vi vinkelseparationen för stjärnorna 275,90 ± 0,21  " , som på ett medelavstånd från jorden på 14,5 pc motsvarar det tangentiella fysiska avståndet på 4029,75 ± 3,08  AU eller 0,01954 ± 0,00001  pc ( 0,06369 ± 0,00005  St. år ) Om vi ​​adderar de radiella och tangentiella avstånden får vi det fysiska avståndet mellan 111 Oxen 5 ± 1 och 3 ± 1 Oxen 3 ± 1 9.  0,02 ± 0,01  pc ( 0,06 ± 0,01  ly ) Eftersom den tangentiella komponenten av avståndet är känd med större noggrannhet, sätter den en nedre gräns för felen för de erhållna värdena på 0,028+0,026
   -0,004 pc eller 0,092+0,08
   -0,014 St. år , vilket efter omräkning till felets medelvärde ger ett avståndsvärde på 0,04 ± 0,04  pc eller 0,13 ± 0,11  sv. år
7. ↑ Från och med data för 2020 [9] [34] är egenrörelserna för 111 Oxen [9] 250,765 ± 0,316  mas / år och −7,332 ± 0,209  mas / år , för stjärnan 111 Oxen B -02 5 ± 0,02  mas /år / år och −5,778±0,068  mas / år . Dessa värden motsvarar en relativ vinkelförskjutning på 0,235 ± 0,408  mas / år i höger uppstigning och 1,554 ± 0,277  mas / år i deklination, vilket ger en total vinkel relativ rörelse på 1,5717  ± 0,4931 . Enligt parsec- definitionen motsvarar det sista värdet för egen rörelse på ett avstånd av 14,5  pc ett tangentiellt hastighetsvärde på 0,023 ± 0,004  AU. / år eller 0,109 ± 0,002  km / s . Den radiella komponenten av den relativa hastigheten erhålls från skillnaden i stjärnornas radiella hastigheter, som är 42,193 ± 0,001  km / s för 111 Oxar och 38,9 ± 0,2  km / s för 111 Taurus B. Om vi ​​adderar de radiella och tangentiella komponenterna får vi värdet på den relativa hastigheten för 111 Taurus och 111 Taurus B, lika med 3,293 ± 0,200  km / s . Eftersom den tangentiella hastighetskomponenten är känd med större noggrannhet, sätter den en nedre gräns för felet för det erhållna värdet 3,293+0,200
   -3,383 km / s , som efter omvandling till felets medelvärde ger värdet på den relativa hastigheten - 4,887 ± 1,592  km / s
8. ↑ Beräkning av den andra rymdhastigheten med standardformeln för summan av två stjärnors massor och deras inbördes avstånd

1. ↑ 1 2 Mason B. D., Wycoff G. L., Hartkopf W. I., Douglass G. G., Worley C. E. 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. Magnetiska fält på unga, måttligt roterande solliknande stjärnor – I. HD 35296 och 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 flera stjärnor (HIP => 25278  ) . A. Tokovinin.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0014:-63 20078357 
5. ↑ 1 2 Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. Genève-Köpenhamns undersökning av solområdet. III. Förbättrade avstånd, åldrar och kinematik  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Juli ( vol. 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. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaperna , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa på VizieR 
7. ↑ Fuhrmann, Klaus (februari 2008), Nearby 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 1.1207 1.x1.. 
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, PP; Tokovinin, AA En katalog över mångfald bland ljusstarka stjärnsystem  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. — Oxford University Press , 2008. — September ( vol. 389 , nr 2 ). - P. 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 av BY Dra typ , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident =111+Tau > . Hämtad 9 december 2019. Arkiverad 19 augusti 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 sammansättning av 90 F- och G-skivdvärgar  // Astronomy and Astrophysics Supplement : journal  . - 2000. - Februari ( vol. 141 , nr 3 ). - s. 491-506 . - doi : 10.1051/aas:2000124 . - . - arXiv : astro-ph/9912342 .
12. ↑ 1 2 Takeda, Yoichi. Grundläggande parametrar och elementära överflöd av 160 FGK-stjärnor Baserat på OAO Spectrum Database  //  Publikationer från Astronomical Society of Japan : journal. - 2007. - April ( vol. 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 snabbt roterande stjärnor. Bevis för en uppkomst av dynamo av soltyp  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2009. - Januari ( vol. 493 , nr 3 ). - P. 1099-1107 . - doi : 10.1051/0004-6361:200810377 . - .
14. ↑ 1 2 Hempelmann, A.; Mittag, M.; Gonzalez-Perez, JN; Schmitt, JHMM; Schröder, KP; Rauw, G. Mätning av rotationsperioder för solliknande stjärnor med hjälp av TIGRE. En studie av periodisk CaII H+K S-indexvariabilitet  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 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 Brun, AGA; et al. ( augusti 2018 ), Gaia Data Release 2: Sammanfattning av innehållet och undersökningsegenskaperna , Astronomy & Astrophysics  (Eng.) Vol 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Gaia DR2-post för denna källa på VizieR 
16. ↑ 1 2 3 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI) C JHK-observationer av Hipparcos-utvalda närliggande stjärnor  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 2010. - Vol. 403 , nr. 4 . - P. 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=submit > . Hämtad 9 december 2019.   
19. ↑ SIMBAD Astronomical Database
20. ↑ 12 H.R. 1780 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 10 augusti 2020. Arkiverad från originalet 21 januari 2020. (ryska)
21. ↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (engelska) 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  (engelska) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=25155 
23. ↑ 111  Tauri . Universum guide .
24. ↑ Montes, D.; Lopez-Santiago, J.; Galvez, M.C.; Fernández-Figueroa, MJ; De Castro, E.; Cornide, M. Medlemmar av sen typ av unga kinematiska stjärngrupper - I. Enstaka stjärnor  (engelska)  // 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 namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
26. ↑ 1 2 Trilling, DE et al. Skräpskivor runt solliknande stjärnor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2008. - Februari ( vol. 674 , nr 2 ). - P. 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 katalogpost: recno=  2447 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
29. ↑ CADARS katalogpost: recno=  2446 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
30. ↑ Reiners, A. Rotation- och temperaturberoende av stjärnans latitudinella differentialrotation  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2006. - Januari ( vol. 446 , nr 1 ). - s. 267-277 . - doi : 10.1051/0004-6361:20053911 . - . — arXiv : astro-ph/0509399 .
31. ↑ 1 2 CADARS katalogpost: recno=  2441 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
32. ↑ S 478: Katalogposten i Washington Double  Star . Hämtad 10 augusti 2020. Arkiverad från originalet 16 mars 2016.
33. ↑ V1119  Tauri . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 10 augusti 2020. Arkiverad från originalet 2 augusti 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 > . Hämtad 9 december 2019.   
35. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från 111 Tauri  : . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bild 111 Oxen på VizieR  (eng.)
• Bild 111 Taurus B på VizieR 
• Bilder på 111 Oxen på Wikisky 
• Bilder på 111 Taurus B på Wikisky