Anar al contingut

Tauro (constelació)

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià

Tauro o Bou (Taurus en llatí) és una constelació zodiacal; el seu nom en llatí és Taurus i en espanyol bou. Destaca en el cel hivernal del hemisferi nort (estival del hemisferi sur), entre Aries al oest i Géminis al este. Al nort es troben Perseo i Auriga; al surest Orión, i al suroest Eridanus i Cetus.

En el zodíac és el segon signe. Com a tal, en l'Antiguetat contenia la constelació del mateix nom, pero la precesió dels equinoccios ha fet que el signe de Tauro es trobe ocupat per la constelació de Aries. Actualment el sol lluïx sobre Tauro entre el 14 de maig i el 21 de juny.

Característiques destacables

Constelació de Tauro AlltheSky.com

Aldebarán (α Tauri), l'estrela més lluenta de la constelació, és una jaganta taronja —catalogada com K5+III—[1] de primera magnitut. El seu nom prové del àrap الدبران, el significat del qual és «la que seguix», en referència a que esta estrela seguix al cúmul de les Pléyades en el seu recorregut nocturn a través del cel.[2] La mida de la seua diàmetro angular, corregit pel obscuriment de llim, permet determinar la seua ràdio, que és 45 voltes més gran que el del Sol.[3] Està catalogada com una variable pulsante irregular, en una fluctuació de la lluentor de 0,2 magnituts.[4] Sembla estar físicament relacionada en una tènue nana roja: la separació actual entre abdós estreles és de 607 ua.[5]

Elnath o Alnath (β Tauri), segona estrela més lluenta, forma les banyes del bou junt a ζ Tauri. És una jaganta blanc-azulada de tipo espectral B7III[6] en una lluminositat 700 voltes major que la lluminositat solar; ademés, és una estrela de mercuri-manganeso en continguts anómals d'alguns metals.[7]

Per la seua banda, ζ Tauri, oficialment cridada Tianguan,[8] és una binaria eclipsante en un periodo orbital de 133 dies. La component principal és una subgigante blanc-azulada de ràpida rotació (330 km/s), sent una de les estreles Be més estudiades. La component secundària pot ser una nana blanca que acumula la massa expulsada per la seua companyera, lo que explicaria l'emissió de rajos X durs.[9]

Una atra binaria eclipsante és λ Tauri, formada per una estrela blava de la seqüència principal de tipo B3V i una subgigante blanca de tipo A4IV[10] molt pròximes entre sí, a penes separades 0,10 ua —un 27 % de la distància entre Mercurio i el Sol.[11] En ser menys lluminosa l'estrela blanca que la blava, quan cada 3,95 dies la primera passa per davant de la segona, la lluentor de λ Tauri descendix 0,4 magnituts.[12] Una tercera estrela completa una òrbita cada 33,95 dies entorn al parell interior.[13]

Curva de llum de la binaria eclipsante ξ Tauri a partir de senyes de TESS

ξ Tauri és una atra estrela múltiple constituïda per una estrela triple orbitada per una quarta component. L'estrela triple està formada per una binaria propenca —també binaria eclipsante— composta per dos estreles blanc-blavenques de tipo B9V[14] el periodo del qual és de 7,15 dies. Al voltant d'este parell interior es mou una estrela B8V que ampra 145 dies en completar la seua òrbita.[15] La quarta component, de tipo F i octava magnitut, completa una òrbita al voltant de les atres tres estreles cada 51,2 anys.[16] Per un atre costat, ν Tauri és una estrela blanca de la seqüència principal de tipo A0.5Va sense cap companyera estelar coneguda; en una temperatura de 7836 K, és 28 voltes més lluminosa que el Sol.[17] Per la seua banda, ω2 Tauri és una estrela de tipo A3m en una abundància relativa de ferro doble de la del Sol ([Fe/H] = +0,32) i també en un contingut elevat de bari, sis voltes superior al solar. ψ Tauri és una estrela de la seqüència principal de tipo F1V i 6842 K de temperatura en una lluminositat 5 voltes major que la del Sol.[18]

De distintes característiques, ο Tau és una jaganta groga de tipo espectral G6III i una binaria espectroscópica que el seu periodo orbital és de 4,53 anys.

Molt semblades a ella, π Tauri té tipo G7III i 5011 K de temperatura efectiva,[19] i n Tauri és una atra jaganta de tipo G8III en una temperatura llaugerament inferior de 4998 K. En canvi, 39 Tauri és una nana groga de tipo espectral G5V[20] pareguda al Sol encara que més jove que est; ha segut resolta com a estrela binaria per mig d'interferometría de motejat.[21] 111 Tauri és una atra binaria la component principal de la qual és també una nana groga, pero de tipo F8V en una lluminositat un 85 % major que la lluminositat solar; és, ademés, una varianle BY Draconis. També de tipo F8 és 10 Tauri, una estrela evolucionant cap a l'etapa de subgigante 3,2 voltes més lluminosa que el Sol.

τ Tauri (Gaja)[8] és una estrela cuádruple la component primària de la qual és una estrela blanc-azulada de la seqüència principal de tipo B3V i 6,4 masses solars; a la seua volta, és una binaria espectroscópica en un periodo orbital de 2,956 dies. Una tercera component, de tipo A0-A2V, completa una òrbita entorn al parell interior cada 58 anys.[22] Per la seua banda, 139 Tauri és una distant supergigante blava de tipo espectral B1Ia en una temperatura de 24 660 K i una massa 10,1 voltes major que la del Sol.

Nebulosa NGC 1555 allumenada per l'estrela T Tauri

Dos estreles variables en la constelació, T Tauri i RV Tauri, són els prototips de sengles grups d'estreles que duen els seus noms. Aixina, les estreles T Tauri són estreles jóvens que encara no han entrat en la seqüència principal i es troben prop de núvols moleculars. T Tauri, prototip d'esta classe, forma un sistema triple integrat per una binaria en dos components —de 2,1 i 0,5 masses solars en una òrbita que completen cada 27 anys— i una tercera component —d'unes dos masses solars— molt més distant.[23]

Igualment, XZ Tauri és una binaria propenca formada per dos estreles T Tauri de tipo M1 i M2 separades entre sí 42 ua: cada component alberga el seu propi disc circunestelar i la rodalia d'abdós estreles induïx a ruptures en els discs que conduïxen a events d'acreció massiva.[24] Atres eixemples d'este tipo de variables són CoKu Tauri/4, l'edat de les quals és de sol 1 milló d'anys, i AA Tauri, rodejada per un disc protoplanetari en el qual s'ha detectat la presència de cianur de hidrogen, acetileno i diòxit de carbono.[25] Análogamente, DG Tauri és una atra estrela T Tauri en a on s'han obtingut imàgens de dos chorrada («jets») de rajos X que s'estenen unes 700 ua en abdós sentits des de l'estrela.[26] Per la seua banda, les variables RV Tauri són supergigantes de tipo G, F o K els canvis de la qual de lluminositat estan lligats a pulsacions radials en les seues superfícies; els canvis de lluentor van acompanyats de canvis en el tipo espectral.[27]

R Tauri és una variable Mira en un periodo de 320,9 dies i una variació de lluentor de 8,2 magnituts.[28] I Tauri —estrela de carbono distant uns 2000 anys llum la lluminositat de la qual és 14 600 voltes major que la del Sol—[29] és una variable semirregular SRB en un periodo de 241,5 dies.[30] RR Tauri és una estrela Herbig Ae/Be —equivalent a una estrela T Tauri pero més massiva i calenta— de tipo A0:IVe.[31] Es caracterisa per la seua violenta variabilitat en l'espectre visible, ya que el ranc complet de variació s'estén des de magnitut 10,6 fins a magnitut 13,8 - 14,0. Ademés, les fluctuacions tenen lloc en escales de temps tan curtes com un dia i són completament impredictibles.[32]

Curva de llum en l'espectre visible d'EQ Tauri, a partir de senyes de ASAS-SN

RZ Tauri és una binaria de contacte —les dos estreles compartixen les seues capes exteriors— de tipo A8V en un periodo orbital de 9,98 hores. EQ Tauri és una atra binaria de contacte, pero de tipo G2V, sent el seu periodo de sol 8,19 hores. Per la seua banda, CD Tauri és una binaria eclipsante les components de la qual són de tipo espectral F5 IV i F7 V en un periodo orbital de 3,4351 dies. De la mateixa manera que HU Tauri, en components de tipo B8V i G2IV i un periodo de 2,0563 dies.

Una atra variable d'interés és IK Tauri, estrela de la branca asintòtica jaganta rica en oxigen en una temperatura superficial de 2200 K. És una variable Mira la lluentor de la qual varia entre magnitut 10,8 i 16,5 en un periodo de 470 dies.[33] Aixina mateix, CE Tauri és una supergigante roja en un radi 590 voltes més gran que el ràdio solar i una lluminositat 66 000 voltes major que la del Sol;[34] és una variable semirregular la lluentor de la qual fluctua entre magnitut 4,23 i 4,54.[35]

En vàries estreles de la constelació s'han descobert sistemes planetaris. HD 37124 és una subgigante o nana groga de tipo G4IV-V en tres exoplanetas situats a 0,5, 1,7 i 2,8 ua de l'estrela.[36] Una atra subgigante de tipo G5IV, HD 32963, és orbitada per un planeta dos voltes més massiu que Júpiter a una distància de 3,41 ua.[37]

HD 24040 és una estrela d'1,22 masses solars d'elevada metalicitat ([Fe/H] = 0,31) en dos planetes, el més extern cinc voltes més massiu que Jüpiter.[38] Hoggar, nom d'HD 28678,[8] és una atra estrela en un planeta la massa del qual és, a lo manco, un 70 % major que la de Júpiter.[39] CI Tauri, jove estrela de 2 millons d'anys d'edat i tipo espectral K4IVeu, també alberga un sistema planetari en un planeta del tipo «júpiter calent», lo que és sorprenent en una estrela tan jove.[40] En canvi, Gliese 176 és una nana roja de tipo M2.5V[41] a 31 anys llum en a on en 2008 es va anunciar l'existència d'un planeta encara per confirmar.[42]


Tauro també conté dos dels cúmuls oberts més coneguts del firmament. El primer d'ells, les Pléyades (M45), és un dels cúmuls estelars més pròxims a la Terra i els seus principals components —entre les que cal destacar a Alcíone, la més lluenta, o Atles— són estreles blaves calentes que s'han format en els últims 125 millons d'anys. Aixina, Alcíone és una estrela Be de tipo B7III[43] la lluminositat del qual és 2000 voltes major que la del Sol;[44] la seua elevada velocitat de rotació fa que la seua forma no siga esfèrica, sino achatada pels pols, sent la seua ràdio equatorial 10,56 voltes major que el del Sol mentres que la seua ràdio polar és "solament" 8 voltes major.[45] Per la seua banda, Atles té tipo B8III i és una binaria espectroscópica[46] en un periodo orbital de 291 dies.[47]

Atres membres notables del grup són Electra, estrela Be de tipo B6IIIe, i Maia, jaganta de tipo B7III; les seues masses respectives són 4,7 i 4,22 voltes majors que la del Sol.[48] El cúmul conté més de 1000 membres confirmats, si ben este número no inclou aquells sistemes binaris no resolts. Encara que la distància a la que es troba el cúmul ha segut objecte de certa controvèrsia, els estudis més recents ho situen a 136 pársecs (444 anys llum) del sistema solar.[49]

Image de la nebulosa del Carranc obtinguda en el telescopi espacial Hubble

L'atre cúmul, les Híades, consta de 80 estreles i està a 153 anys llum de distància, per lo que és el cúmul estelar més pròxim a la Terra.[50] Mentres que el cúmul té al voltant de 75 anys llum de diàmetro, el prominent grup central posseïx prop de 10 anys llum de diàmetro. El seu diagrama de Hertzsprung-Russell indica que les Híades tenen una edat de 625 ± 50 millons d'anys[50] i els cinc membres més lluents d'este cúmul estan evolucionant ya cap a estreles jagantes. γ Tauri, δ1 Tauri, θ1 Tauri són jagants del cúmul de tipo espectral G9.5III, la primera 2,7 voltes més massiva que el Sol i la segona 2,54 voltes més massiva.

Una atra d'estes jagantes és ε Tauri o Ain,[8] també de tipo G9.5III en un radi 12,5 voltes més gran que el del Sol; posseïx un planeta extrasolar, formalment cridat Amateru,[51] en una massa a lo manco 7,2 voltes major que la de Júpiter que orbita a 1,88 ua d'ella.[52] Amateru va ser el primer planeta descobert en un cúmul estelar.[53] Pero l'estrela més lluenta del cúmul és θ2 Tauri —oficialment cridada Chamukuy—,[8] una binaria de tipo espectral A que les seues dos components tenen 2,86 i 2,16 masses solars;[54] ademés és una variable Delta Scuti en una variació de lluentor de 0,07 magnituts.[55] Un atre membre del cúmul, ρ Tauri, és també una variable Delta Scuti de tipo espectral A8V en una temperatura efectiva de 7640 K.

NGC 1817 és un atre cúmul obert, encara que està molt més alluntat de la Terra, puix es troba a 6400 anys llum. Té un contingut metàlic inferior al solar i és alguna cosa més antic que l'Híades, en una edat compresa entre els 800 i els 1200 millons d'anys.

La nebulosa del Carranc (M1) es localisa en esta constelació. És el restant de supernova provinent de l'explosió d'una supernova en 1054 (SN 1054). Té uns sis anys llum de radi i troba a una distància aproximada de 6500 anys llum de la Terra.[56] En el seu centre es troba el púlsar del Carranc (PSR B0531+21); el seu periodo de rotació és de 33 milisegons i emet polsos de radiació que van des dels rajos gamma a les ones de radi.

Un atre restant de supernova —en el llímit en Auriga—, és Simeis 147, un dels més antics de la seua classe, puix la seua edat s'estima en uns 100 000 anys. A pesar de la seua antiguetat conserva be la seua simetria esfèrica, llevat en les regions de l'est i de l'oest. [57]

Image en infrarroig de la nebulosa de Merope, distant 440 anys llum

NGC 1514 és una nebulosa planetària, descoberta per William Herschel en 1790, en el centre de la qual hi ha una estrela binaria en un periodo que pot estar entre 4 i 9 dies. L'estrela que ha donat lloc a la nebulosa és hui invisible, sent l'acompanyant una jaganta de tipo A0III. S'ha especulat que la nebulosa prové d'una envoltura comuna per a abdós estreles. D'acort a la paralaje mida pel observatori espacial GAIA, NGC 1514 es troba a 1520 anys llum de la Terra.[58]

NGC 1435 o nebulosa de Merope és una nebulosa de reflexió difusa en les Pléyades allumenada per l'estrela homònima, de tipo B6IV(i)[59] i 4,25 voltes més massiva que el Sol.[60] Encara que en el passat es va pensar que les Pléyades es varen formar a partir d'esta i atres nebuloses limítrofes, hui s'accepta que la nebulositat és el resultat d'una trobada fortuïta en el núvol.

Una atra nebulosa de reflexió és NGC 1555 —cridada també nebulosa de Hind—, en este cas allumenada per l'estrela T Tauri. Tant l'estrela com la nebulosa varien significativament de lluentor, pero no necessàriament al mateix temps. Ya que T Tauri és part d'un sistema múltiple, s'ha sugerit que esta nebulosa també pot contindre un atre objecte estelar molt jove.[61]

La núvol molecular de Tauro (TMC-1) és una núvol molecular interestelar entre les constelacions de Tauro i Auriga. Alberga una regió de formació estelar en centenars d'estreles recent formades.[62]


NGC 1409 i NGC 1410 són dos galàxias en colisió observables en Tauro. Abdós estan conectades per lo que sembla ser un conducte de gas que s'estén més de 20 000 anys llum.[63]

Estreles principals

Tamanys comparats de Aldebarán i el Sol.
Les Pleyades.
Impressió artística d'UX Tauri rodejada per un disc protoplanetari
Image de DG Tauri obtinguda en l'observatori de rajos X Chandra

Referències en text

  1. ↑ alf Tau -- Long Period Variable candidate (SIMBAD)
  2. ↑ Allen (1889). «Taurus», Courier Dover Publications (ed.). Star Names — Their Lore and Meaning (en anglés), pp. 384. ISBN 0-486-21079-0.
  3. ↑ “Aldebaran's angular diameter: How well do we know it?” . Astronomy and Astrophysics 433 (1): 305-312.
  4. ↑ Alfa Tauri. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  5. ↑ Aldebaran (Solstation)
  6. ↑ bet Tau -- High proper-motion Star (SIMBAD)
  7. ↑ “Statistical analysis from recent abundance determinations in HgMn stars” (2016). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 460 (2): 1912. doi:10.1093/mnras/stw911. Bibcode: 2016MNRAS.460.1912G.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 «IAU-Catalog of Star Names (CSN)». Consultat el 5 d'abril de 2021.
  9. ↑ “Tuānguān (ζ Tau) as a binary system consisting of a be star and an accreting white dwarf: Opening a gate to understanding enigmatic γ Cas analogues” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 542 (2): 876–883. doi:10.1093/mnras/staf1277.
  10. ↑ «Masses and luminosities of O- and B-type stars and ret supergiants».Astronomische Nachrichten.331(4)
    349–360.doi:10.1002/asna.200911355.
  11. ↑ «Survey of Hα Mass Transfer Structures in Classical Algol-Type Binaries».The Astronomical Journal.121(5)
    2723–2736.doi:10.1086/320381.
  12. ↑ «The three-body problem and eclipsing binaries – Application to algol and lambda Tauri».Astronomy and Astrophysics.42(2)
    229–236.
  13. ↑ «Secondaries of eclipsing binaries. IV - The triple system Lambda Tauri».Astrophysical Journal, Part 1.263
    289–301.doi:10.1086/160503.
  14. ↑ ksi Tau -- Eclipsing binary (SIMBAD)
  15. ↑ “An Unusual Quadruple System ξ Tauri” (2013). Central European Astrophysical Bulletin 37 (1): 207–216. Bibcode: 2013CEAB...37..207N.
  16. ↑ (2010).«Orbital elements for eight binaries. Study of the nature of wide components. I».Revista Mexicana d'Astronomia i Astrofísica.46
    263-277.Consultat el 7 de giner de 2026.
  17. ↑ «Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties».Astronomy and Astrophysics.616doi:10.1051/0004-6361/201833051.Registre en VizieR
  18. ↑ “Bioverse: A Comprehensive Assessment of the Capabilities of Extremely Large Telescopes to Probe Earth-like O2 Levels in Nearby Transiting Habitable-zone Exoplanets” . The Astronomical Journal 165 (6): 267. doi:10.3847/1538-3881/acd1ec. ISSN 0004-6256. Bibcode: 2023AJ....165..267H.
  19. ↑ “The Lithium Abundances of a Large Sample of Ret Giants” . The Astrophysical Journal 785 (2). doi:10.1088/0004-637X/785/2/94. Bibcode: 2014ApJ...785...94L.
  20. ↑ 39 Tau (SIMBAD)
  21. ↑ .
  22. ↑ «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries».Astronomy and Astrophysics.546
    5.doi:10.1051/0004-6361/201219774.
  23. ↑ “Orbits in the T Tauri triple system observed with SPHERE” (2016). Astronomy and Astrophysics 587: A35. doi:10.1051/0004-6361/201527125. Bibcode: 2016A&A...587A..35K.
  24. ↑ (2023).«Stable Coronal X-Ray Emission over 20 yr of XZ Tau».The Astronomical Journal.166(4)
    14 pp..Consultat el 2 d'abril de 2026.
  25. ↑ «Spitzer Finds Organics and Water Where New Planets May Grow». Jet Propulsion Laboratory. Consultat el 2026-01-07.
  26. ↑ DG Tau: Energetic Jets from a Budding Solar System (Chandra X-ray Observatory)
  27. ↑ «RV Tauri». AAVSO. Consultat el 8 d'abril de 2021.
  28. ↑ R Tauri (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  29. ↑ (2020).«Properties of carbon stars in the solar neighbourhood based on Gaia DR2 astrometry».Astronomy and Astrophysics.633(A135)
    15 pp..Consultat el 3 d'abril de 2024.
  30. ↑ I Tau. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  31. ↑ V* RR Tau -- Herbig Ae/Be star (SIMBAD)
  32. ↑ «RR Tauri». AAVSO. Consultat el 8 d'abril de 2021.
  33. ↑ IK Tau. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2017)
  34. ↑ “The convective photosphere of the ret supergiant CE Tau. I. VLTI/PIONIER H-band interferometric imaging” (2018). Astronomy and Astrophysics 614: A12. doi:10.1051/0004-6361/201731471. Bibcode: 2018A&A...614A..12M.
  35. ↑ CE Tauri (General Catalogue of Variable Stars, Samus+ 2007-2017)
  36. ↑ “The Califòrnia Planet Survey. III. A Possible 2:1 Resonance in the Exoplanetary Triple System HD 37124” (2011). The Astrophysical Journal 730 (2): 61–145. doi:10.1088/0004-637X/730/2/93. Bibcode: 2011ApJ...730...93W.
  37. ↑ “The Masses of a Sample of Radial-Velocity Exoplanets with Astrometric Measurements” . Research in Astronomy and Astrophysics 23 (5): 32 pp.. doi:10.1088/1674-4527/accb7i. Bibcode: 2023RAA....23i5022X.
  38. ↑ An, Qier. “Orbits and Masses for 156 Companions from Combined Astrometry and Radial Velocities, and A Validation of Gaia Senar-Single Star Solutions”. The Astrophysical Journal Supplement Séries.
  39. ↑ «Planet HD 28678 b». The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Consultat el 7 de giner de 2026.
  40. ↑ «Astronomers find giant planet around very young star CI Tauri». Astronomy now. Consultat el 8 d'abril de 2021.
  41. ↑ Gliese 176 (SIMBAD)
  42. ↑ “An m sense i = 24 M⊕ Planetary Companion to the Nearby M Dwarf GJ 176” (2008). The Astrophysical Journal 673 (2): 1165–1168. doi:10.1086/524703. Bibcode: 2008ApJ...673.1165I.
  43. ↑ Name eta Tau - Be Star (SIMBAD)
  44. ↑ “Physical Properties and Evolutionary Stage of Be Stars” (2000). The Be Phenomenon in Early-Type Stars 214: 13. Bibcode: 2000ASPC..214...13H.
  45. ↑ “Revealing the structure of the outer disks of be stars” (2017). Astronomy and Astrophysics 601: A74. doi:10.1051/0004-6361/201629932. Bibcode: 2017A&A...601A..74K.
  46. ↑ * 27 Tau -- Spectroscopic Binary (SIMBAD)
  47. ↑ “A purely geometric distance to the binary star Atles, a member of the Pleiades” (2004). Astronomy and Astrophysics 425 (3): L45. doi:10.1051/0004-6361:200400062. Bibcode: 2004A&A...425L..45Z.
  48. ↑ “Beyond the Kepler/K2 bright limit: Variability in the seven brightest members of the Pleiades” (2017). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 471 (3): 2882–2901. doi:10.1093/mnras/stx1050. Bibcode: 2017MNRAS.471.2882W.
  49. ↑ Vore també:
  50. ↑ 50,0 50,1 Perryman, M.A.C., et al.(1998).«The Hyades: distance, structure, dynamics, and age».331
    81-120.
  51. ↑ Approved names (IAU)
  52. ↑ “Revisiting planetary systems in the Okayama Planet Search Program: A new long-period planet, RV astrometry joint analysis, and a multiplicity-metallicity trend around evolved stars” . Publications of the Astronomical Society of Japan 75 (6): 1030–1071. doi:10.1093/pasj/psad056. Bibcode: 2023PASJ...75.1030T.
  53. ↑ “A Planetary Companion to the Hyades Giant ε Tauri” (2007). The Astrophysical Journal 661 (1): 527–531. doi:10.1086/513503. Bibcode: 2007ApJ...661..527S.
  54. ↑ “Catalogue and properties of δ Scuti stars in binaries” (2017). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 465 (1): 1181. doi:10.1093/mnras/stw2756. Bibcode: 2017MNRAS.465.1181L.
  55. ↑ Theta2 Tauri (General Catalogue of Variable Stars)
  56. ↑ “A Precise Proper Motion for the Crab Pulsar, and the Difficulty of Testing Spin-Kick Alignment for Young Neutron Stars” . The Astrophysical Journal 677 (2): 1201–1215. doi:10.1086/529026. Bibcode: 2008ApJ...677.1201K.
  57. ↑ (2018).«Mapping the emissió line strengths and kinematics of supernova remnant S147 with extensive LAMOST spectroscopic observations».Research in Astronomy and Astrophysics.18(9)Consultat el 13 de setembre de 2021.
  58. ↑ (2018).«Planetary nebula distances in Gaia DR2».Astronomy and Astrophysics.616(L2)
    4 pp..Consultat el 21 d'abril de 2021.
  59. ↑ 23 Tau -- Be Star (SIMBAD)
  60. ↑ “Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities” . Astronomy and Astrophysics 537: A120. doi:10.1051/0004-6361/201117691. ISSN 0004-6361. Bibcode: 2012A&A...537A.120Z.
  61. ↑ «T Tauri and Hind's Variable Nebula». APOD (NASA). Consultat el 19 d'abril de 2021.
  62. ↑ “The Disk Population of the Taurus Star-Forming Region” (2010). The Astrophysical Journal Supplement Séries 186 (1): 111–174. doi:10.1088/0067-0049/186/1/111. ISSN 0067-0049. Bibcode: 2010ApJS..186..111L.
  63. ↑ «Intergalactic 'pipeline' funnels matter between colliding galaxies». Hubblesite. Consultat el 19 d'abril de 2021.

Referències generals



Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Tauro_(constelació)&oldid=1504647»