Gaan na inhoud

Hiades (sterreswerm)

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Vir 'n artikel oor die susters in die Griekse mitologie, sien Hiade
Hiades

Sterrebeeld Bul
Regte klimming 4h 27m
Deklinasie +15º 52'
Afstand 153 ligjare (47 parsek)
Skynbare helderheid 0,5 mag
Geraamde ouderdom 625 miljoen jaar
Ander name Reënsterre, Melotte 25, Collinder 50, Caldwell 41

Die Hiades, of Reënsterre (Grieks: Ὑάδες), is die naaste oop sterreswerm aan die sonnestelsel en een van die swerms wat die meeste bestudeer is. Dit is ook bekend as Caldwell 41, Collinder 50 of Ḿelotte 25. Die Hipparcos-satelliet, Hubble-ruimteteleskoop en Hertzsprung-Russell-diagram is gebruik om die afstand van ~153 ligjare van die kern te bepaal.[1][2] Aangesien die resultate van al drie metodes ooreenstem, is die Hiades ’n belangrike skakel in die kosmiese afstandskaal.

Die swerm bestaan uit ’n rofweg sferiese groep van honderde sterre met dieselfde ouderdom, plek van oorsprong, chemiese inhoud en beweging deur die ruimte.[1][3] Vanaf die Aarde gesien, val die Hiades binne die sterrebeeld Bul, waar die helderste sterre daarvan ’n "V" vorm saam met die nog helderder rooi reus Aldebaran. Laasgenoemde is egter heeltemal onverwant aan die Hiades. Dit is baie nader aan die Aarde (sowat 65 ligjare) en lê toevallig in dieselfde gesigslyn.

Die helderste vyf sterre van die Hiades het die waterstof in hulle kern opgebruik en in reusesterre ontwikkel.[4] Vier van hulle (met die Bayer-name Gamma, Delta1, Epsilon en Theta2 Tauri) vorm 'n asterisme wat tradisioneel beskou word as die kop van die sterrebeeld Bul.[4] Die vyfde een is Theta1 Tauri, wat met die blote oog gesien kan word en 'n metgeselster van die helderder Theta2 Tauri is. Epsilon Tauri, bekend as Ain ("die Bul se oog"), het 'n gasreus-kandidaateksoplaneet,[5] die eerste planeet wat in 'n oop sterreswerm ontdek is.

Die Hiades is sowat 625 miljoen jaar oud.[1] Die kern, waar die sterre dig saamgepak is, het ’n radius van 17,6 ligjare. Baie van die sterre kom egter ver buite die kern voor, in die swerm se uitgebreide halo. Dié sterre is waarskynlik besig om uit die swerm se swaartekraginvloed te ontsnap.[1]

Ligging en beweging

[wysig | wysig bron]

Die sterreswerm is naby genoeg aan die Son dat sy afstand direk gemeet kan word deur die omvang van die parallaksverandering van sy lidsterre waar te neem terwyl die Aarde om die Son wentel. Dié meting is met groot akkuraatheid uitgeoefen met behulp van die Hipparcos-satelliet en die Hubble-ruimteteleskoop. 'n Alternatiewe metode om die afstand te bepaal is om die lidsterre op 'n gestandaardiseerde infrarooi-Hertzsprung-Russell-diagram aan te dui vir sterre van hulle soort, en die voortspruitende data te gebruik om hulle wesentlike helderheid af te lei. Wanneer dié data vergelyk word met die helderheid van die sterre soos van die Aarde af gesien, kan hulle afstand geraam word. Albei metodes gee 'n afstand van sowat 153 ligjare na die middel van die swerm.[1][6][2][7] Die feit dat dié onafhanklike metings ooreenstem, maak die Hiades 'n belangrike manier om die afstand van voorwerpe buite ons Melkweg te bepaal.

Die sterre van die Hiades is ryker aan swaar elemente (of metale) as die Son en ander gewone sterre in die Son se omgewing. Die algehele metaalinhoud van die swerm is sowat +0,14.[1] Die Hiades is verwant aan ander stergroepe in die Son se omgewing. Hulle ouderdom, metaalinhoud en eiebeweging stem ooreen met die groter en verder geleë Messier 44.[8] Die bane van albei swerms kan teruggespeur word na dieselfde streek in die ruimte, en dit dui op 'n gemeenskaplike oorsprong.[9]

Nog 'n verwante groep is die Hiades-stroom, 'n groot versameling verspreide sterre wat 'n soortgelyke baan met die Hiades deel. Onlangse studies het getoon minstens 15% van sterre in die Hiades-stroom het dieselfde chemiese samestelling as dié van die Hiades-sterreswerm.[10] Sowat 85% van die sterre in die stroom is egter onverwant aan die oorspronklike sterreswerm as gevolg van 'n verskillende ouderdom en metaalinhoud; hulle gesamentlike beweging word toegeskryf aan die gety-effekte van die swaar roterende staaf in die middel van die Melkweg, 'n staafspiraalsterrestelsel.[11] Onder die oorblywende lede van die Hiades-stroom is onlangs voorgestel dat die ster Iota Horologii, wat 'n eksoplaneet het, 'n ontsnapte lid van die oer-Hiades-sterreswerm is.[12]

Die Hiades is onverwant aan twee ander nabygeleë stergroepe, die Plejades en die Ursa Major-groep, wat in donker omstandighede maklik met die blote oog sigbaar is.

  • 'n Sterkaart van die Hiades-sterreswerm.
    'n Sterkaart van die Hiades-sterreswerm.
  • 'n Kaart van sterre binne 100 parsek (326 ligjare) van die Son af. Die Hiades is by die galaktiese lengtegraad 180°.
    'n Kaart van sterre binne 100 parsek (326 ligjare) van die Son af. Die Hiades is by die galaktiese lengtegraad 180°.

Geskiedenis

[wysig | wysig bron]

Saam met die ander sigbare sterreswerm die Plejades vorm die Hiades die "Goue Poort van die Sonnebaan". Die sonnebaan is die lyn waarlangs die Son, die Maan en al die planete beweeg, en dit loop tussen dié twee sterreswerms deur.

In die Griekse mitologie was die Hiades die dogters van Atlas en die halfsusters van die Plejades. Ná die dood van hul broer, Hias, is die huilende susters verander in die sterreswerm wat later met reën verbind is.[13]

Die swerm is sedert prehistoriese tye bekend as ’n ruimtevoorwerp wat met die blote oog gesien kan word. Dit word deur verskeie Klassieke skrywers genoem, van Homeros tot Ovidius.[14] In Boek 18 van die Ilias verskyn die Hiades-sterre saam met die Plejades, die Groot Beer en die Jagter op die skild wat die god Hefaistos vir Achilles maak.[15]

Die sterreswerm is waarskynlik in 1654 die eerste keer deur Giovanni Batista Hodierna in 'n katalogus opgeneem, en dit het daarna in talle steratlasse van die 17de en 18de eeu verskyn.[14] Charles Messier het hulle egter nie in sy katalogus van 1781 ingesluit nie.[14] Dit het dus nie ’n Messier-nommer nie, anders as baie ander, verder geleë oop sterreswerms soos die Plejades en M44.

In 1869 het die sterrekundige R.A. Proctor waargeneem verskeie sterre ver weg van die Hiades deel 'n beweging deur die ruimte met hulle.[16] In 1908 het Lewis Boss amper 25 jaar van waarnemings gerapporteer om dié afleiding te steun. Hy het gesê daar bestaan 'n groep saambewegende sterre, wat hy die Taurus-stroom genoem het (dit is nou algemeen as die Hyades-stroom bekend). Boss het 'n kaart gepubliseer wat die sterre teruggespeur het na 'n gemeenskaplike oorsprong.[17]

Teen die 1920's was die mening algemeen dat die Hiades dieselfde oorsprong as M44 het,[18] en Rudolf Klein-Wassink het in 1927 gesê die twee sterreswerms is "waarskynlik kosmies verwant".[19] Vir 'n groot deel van die 20ste eeu het wetenskaplike navorsing oor die Hiades daarop gefokus om hulle afstand te bepaal, 'n model saam te stel van hulle evolusie, kandidaatlede te bevestig of verwerp, en individuele sterre te karakteriseer.

Morfologie en evolusie

[wysig | wysig bron]

Alle sterre vorm in sterreswerms, maar die meeste swerms dryf uitmekaar minder as 50 miljoen jaar nadat stervorming voltooi is.[20] Die Hiades is een van die min swerms wat nie uitmekaargedryf het nie, maar dit het aanvanklik waarskynlik 'n baie groter sterpopulasie gehad. Skattings van die oorspronklike massa wissel van 800 tot 1 600 keer die massa van die Son.[21][22]

Sterpopulasies

[wysig | wysig bron]

Volgens die teorie moet 'n jong sterreswerm van dié grootte sterre en substerre van alle spektraaltipes bevat, van warm O-reusesterre tot dowwe bruindwerge.[22] Tog toon studies van die Hiades dit het min sterre van beide uiters klein én uiters groot massas.[3][23]

Die Hiades is sowat 625 miljoen jaar oud en alle swaarder sterre as 2,3 sonmassas moes al in subreuse, reuse of witdwerge ontwikkel het, terwyl ligter sterre steeds waterstof op die hoofreeks verbrand.[21] Opnames het 'n totaal van agt witdwerge in die kern ontdek.[24] Die oorblywende sterre sluit talle helder sterre van spektraaltipes A (minstens 21), F (ongeveer 60), en G (ongeveer 50) in.[1][23] Al hierdie stertipes is baie digter versprei binne die getystraal van die Hiades as binne 'n soortgelyke straal van 10 parsek (32,6 ligjare) van die Aarde af. Ter vergelyking: Ons plaaslike sfeer van 10 parsek bevat net vier A-sterre, 6 F-sterre en 21 G-sterre.[25]

Die Hiades se populasie sterre met 'n laer massa – spektraaltipes K en M – word nie goed verstaan nie, ondanks lang waarnemings en die swerm se nabyheid aan ons. Minstens 48 K-dwerge is bevestigde lede, asook ongeveer 'n dosyn M-dwerge van spektraaltipes M0-M2.[1][23][26] Dié tekort aan sterre met 'n klein massa is in teenstelling met die verspreiding van sterre binne 10 parsek van die Sonnestelsel af, waar minstens 239 M-dwerge bekend is. (Dit is sowat 76% van alle sterre in die omgewing.)[25] In meer onlangse studies is meer sterre met 'n lae massa ontdek. Dit is te danke aan geteikende soektogte[3][27] en 'n verbetering in eiebewegingsoektogte.[28][29][30]

Massasegregasie

[wysig | wysig bron]

Die waargenome verspreiding van stertipes in die Hiades toon 'n geskiedenis van massasegregasie, 'n proses waardeur swaarder lede geneig is om na die middel van die swerm te beweeg, terwyl ligter lede weg van die middel beweeg. Met die uitsondering van sy witdwerge, bevat die binneste 2 parsek (6,5 ligjare) van die Hiades net stergroepe van minstens 1 sonmassa.[1] Dié konsentrasie van swaar sterre gee aan die Hiades sy algehele struktuur, met 'n kern wat uit helder, digte stergroepe bestaan en 'n halo met verspreide sterre waarin latere spektraaltipes algemeen is. Die binneste kern is sowat 2,7 parsek (8,8 ligjare, effens meer as die afstand tussen die Son en Sirius), terwyl die halfmassaradius, waarin die helfte van die swerm se massa vervat is, 5,7 parsek (18,6 ligjare) is. Die getyradius van 10 parsek (32,6 ligjare) verteenwoordig die Hiades se buitenste grens; sterre wat verder weg geleë is, sal waarskynlik nie swaartekraggebonde aan die swerm se kern bly nie.[1][21]

Ligter sterre in die sterreswerm se halo word deur swaarder binnesterre na buite verdryf. Van hier af kan hulle verdwyn vanweë getye van die galaktiese kern af of skokke van botsings teen drywende waterstofwolke.[31] Die Hiades het so waarskynlik baie van sy oorspronklike M-sterre en 'n aansienlike getal helderder lede verloor.

Veeelvoudige sterre

[wysig | wysig bron]

Nog 'n gevolg van massasegregasie is die konsentrasie van veelvoudige sterre in die swerm se kern.[1][23] Meer as die helfte van die bekende F-en G-sterre is dubbelsterre, en hulle lê veral binne sy sentrale streek. Nes in die Sonnestelsel, neem dubbelsterre saam met stermassa toe. Die deel van dubbelsterre in die Hiades neem toe van 26% van K-sterre tot 87% van A-sterre.[23] Die dubbelsterre in die swerm kom gewoonlik naby mekaar voor, met die meeste in gedeelde wentelbane waarvan die halwe lengteas minder as 50 AE is.[32]

Hoewel die presiese verhouding van enkel- tot veelvoudige sterre onbekend is, het dit 'n besondere invloed op ons begrip van sy populasie. Perryman en kollegas lys byvoorbeeld sowat 200 lede van die Hiades wat waarskynlik dubbelsterre is.[1] As die helfte van die sterre dubbelsterre is, sal die swerm sowat 300 individuele sterre bevat.

Toekomstige evolusie

[wysig | wysig bron]

Opnames toon 90% van oop sterreswerms dryf uiteen minder as 1 miljard jaar nadat stervorming voltooi is, terwyl net 'n klein deeltjie so lank bestaan as wat die Sonnestelsel oud is (sowat 4,6 miljard jaar).[31]

In die volgende paar honderdmiljoen jaar sal die Hiades aanhou om beide massa en sterre te verloor terwyl sy helderste sterre van die hoofreeks af ontwikkel en sy dofste sterre uit die halo wegdryf. Die oorblyfsel sal dalk 'n paar dosyn stergroepe bevat, die meeste dubbel- of veelvoudige sterre, wat kwesbaar sal bly vir kragte wat hulle uiteendryf.[31]

Helderste sterre

[wysig | wysig bron]

Die vier helderste sterre van die Hiades is almal rooi reuse wat aanvanklik A-tipe sterre was en nou na buite die hoofreeks ontwikkel het.[4] Hulle lê almal binne ’n paar ligjare van mekaar. Hul Bayer-name is Gamma, Delta, Epsilon en Theta Tauri. Hulle vorm ’n sterrepatroon wat die kop van die Bul vorm.[4] Epsilon Tauri, ook bekend as Ain (die "Bul se Oog"),[33] het minstens een planeet wat ’n gasreus is.[5]

Helder sterre in die Hiades se kern.

Die volgende sterre is van die vierde magnitude of helderder.[34]

Hiades se helderste sterre
Naam HD Skynbare
magnitude 		Sterre-
klassifikasie
Theta2 Tauri 28319 3,398 A7III
Epsilon Tauri 28305 3,529 K0III
Gamma Tauri 27371 3,642 G8III
Delta1 Tauri 27697 3,753 G8III
Theta1 Tauri 28307 3,836 G7III
Kappa Tauri 27934 4,201 A7IV-V
90 Tauri 29388 4,262 A6V
Ypsilon Tauri 28024 4,282 A8Vn
Delta3 Tauri 27962 4,298 A2IV
71 Tauri 28052 4,480 F0V

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 Perryman, M.A.C. (1998). "The Hyades: distance, structure, dynamics, and age". Astronomy & Astrophysics. 331: 81–120. arXiv:astro-ph/9707253. Bibcode:1998A&A...331...81P.
  2. ↑ 2,0 2,1 Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.; Krajci, T. "Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars", JAAVSO, 2011
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Bouvier J., Kendall T., Meeus G., Testi L., Moraux E., Stauffer J.R., James D., Cuillandre J.-C., Irwin J., McCaughrean M.J., Baraffe I., Bertin E. (2008) Brown dwarfs and very low mass stars in the Hyades cluster: a dynamically evolved mass function. Astronomy & Astrophysics, 481: 661-672. Opsomming by http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...481..661B.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 Kaler, J., Hyadum I. (Gamma Tauri). Webtuiste: http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/hyadum1.html Geargiveer 3 Julie 2008 op Wayback Machine.
  5. ↑ 5,0 5,1 Sato B., Izumiura H., Toyota E., et al. (2007) A planetary companion to the Hyades giant Epsilon Tauri. Astrophysical Journal, 661: 527-531. Opsomming by http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...661..527S.
  6. ↑ Van Leeuwen, F. (2009). "Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue". Astronomy and Astrophysics. 497 (1): 209. arXiv:0902.1039. Bibcode:2009A&A...497..209V. doi:10.1051/0004-6361/200811382.
  7. ↑ McArthur, Barbara E.; Benedict, G. Fritz; Harrison, Thomas E.; Van Altena, William (2011). "Astrometry with the Hubble Space Telescope: Trigonometric Parallaxes of Selected Hyads". The Astronomical Journal. 141 (5): 172. arXiv:1103.2094. Bibcode:2011AJ....141..172M. doi:10.1088/0004-6256/141/5/172.
  8. ↑ Dobbie, PD; Napiwotzki, R; Burleigh, MR; et al. (2006). "New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369 (1): 383–389. arXiv:astro-ph/0603314. Bibcode:2006MNRAS.369..383D. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x. S2CID 17914736.
  9. ↑ "Messier Object 44". SEDS. 25 Augustus 2007. Besoek op 24 Desember 2012.
  10. ↑ De Silva, G; et al. (2011). "High-resolution elemental abundance analysis of the Hyades supercluster". MNRAS. 415 (1): 563–575. arXiv:1103.2588. Bibcode:2011MNRAS.415..563D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18728.x. S2CID 56280307.
  11. ↑ Famaey, B.; Pont, F.; Luri, X.; Udry, S.; Mayor, M.; Jorissen, A. (2007). "The Hyades stream: An evaporated cluster or an intrusion from the inner disk?". Astronomy and Astrophysics. 461 (3): 957. arXiv:astro-ph/0609785. Bibcode:2007A&A...461..957F. doi:10.1051/0004-6361:20065706.
  12. ↑ Vauclair, S.; Laymand, M.; Bouchy, F.; Vauclair, G.; Hui Bon Hoa, A.; Charpinet, S.; Bazot, M. (2008). "The exoplanet-host star iota Horologii: an evaporated member of the primordial Hyades cluster". Astronomy and Astrophysics. 482 (2): L5 – L8. arXiv:0803.2029. Bibcode:2008A&A...482L...5V. doi:10.1051/0004-6361:20079342. S2CID 18047352., announced in Emily Baldwin. "The Drifting Star". Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 April 2008. Besoek op 18 April 2008.
  13. ↑ Ian Ridpath. "The Hyades – the face of the bull". Ian Ridpath’s Star Tales. Besoek op 20 November 2023.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 Information on the Hyades from SEDS
  15. ↑ Homer. The Iliad. In Engels vertaal deur Richmond Lattimore. University of Chicago Press, 1951.
  16. ↑ Zuckerman, B.; Song, Inseok (2004). "Young Stars Near the Sun". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 42 (1): 685. Bibcode:2004ARA&A..42..685Z. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134111.
  17. ↑ Boss, Lewis J. (1908). "Convergent of a moving cluster in Taurus". The Astronomical Journal. 26: 31. Bibcode:1908AJ.....26...31B. doi:10.1086/103802.
  18. ↑ Hertzsprung, E. (1922). "On the motions of Praesepe and of the Hyades". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 1: 150. Bibcode:1922BAN.....1..150H.
  19. ↑ Klein Wassink, W. J. (1927). "The proper motion and the distance of the Praesepe cluster". Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen. 41: 1. Bibcode:1927PGro...41....1K.
  20. ↑ Lada, CJ; Lada, EA (2003). "Embedded clusters in molecular clouds". Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 41 (1): 57–115. arXiv:astro-ph/0301540. Bibcode:2003ARA&A..41...57L. doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. S2CID 16752089.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Weideman V, Jordan S, Iben I, Casertano S. (1992) White dwarfs in the halo of the Hyades Cluster – The case of the missing white dwarfs. Astronomical Journal, 104: 1876-1891. 1992AJ....104.1876W.
  22. ↑ 22,0 22,1 Kroupa, P; Boily, CM (2002). "On the mass function of star clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 336 (4): 1188–1194. arXiv:astro-ph/0207514. Bibcode:2002MNRAS.336.1188K. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05848.x. S2CID 15225436.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 23,3 23,4 Böhm-Vitense, E (2007). "Hyades morphology and star formation". Astronomical Journal. 133 (5): 1903–1910. Bibcode:2007AJ....133.1903B. doi:10.1086/512124.
  24. ↑ Bohm-Vitense, Erika (1995). "White Dwarf Companions to Hyades F Stars". The Astronomical Journal. 110: 228. Bibcode:1995AJ....110..228B. doi:10.1086/117511.
  25. ↑ 25,0 25,1 Research Consortium on Nearby Stars (RECONS). Ten-parsec census at http://joy.chara.gsu.edu/RECONS/census.posted.htm.
  26. ↑ Endl, M; Cochran, WD; Kurster, M; Paulson, DB; Wittenmyer, RA; MacQueen, PJ; Tull, RG (2006). "Exploring the frequency of close-in Jovian planets around M dwarfs". Astrophysical Journal. 649 (1): 436–443. arXiv:astro-ph/0606121. Bibcode:2006ApJ...649..436E. doi:10.1086/506465. S2CID 14461746.
  27. ↑ Hogan, E.; Jameson, R. F.; Casewell, S. L.; Osbourne, S. L.; Hambly, N. C. (2008). "L dwarfs in the Hyades". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 388 (2): 495. arXiv:0805.1189. Bibcode:2008MNRAS.388..495H. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13437.x.
  28. ↑ Pérez-Garrido, A.; Lodieu, N.; Rebolo, R. (1 Maart 2017). "A new L5 brown dwarf member of the Hyades cluster with chromospheric activity". Astronomy and Astrophysics. 599: A78. arXiv:1701.03398. Bibcode:2017A&A...599A..78P. doi:10.1051/0004-6361/201628778. ISSN 0004-6361.
  29. ↑ Schneider, Adam C.; Vrba, Frederick J.; Munn, Jeffrey A.; Dahm, Scott E.; Bruursema, Justice; Williams, Stephen J.; Dorland, Bryan N.; Faherty, Jacqueline K.; Rothermich, Austin; Calamari, Emily; Cushing, Michael C.; Caselden, Dan; Kabatnik, Martin; Pendrill, William; Sainio, Arttu (1 Mei 2022). "Substellar Hyades Candidates from the UKIRT Hemisphere Survey". The Astronomical Journal. 163 (5): 242. arXiv:2203.11090. Bibcode:2022AJ....163..242S. doi:10.3847/1538-3881/ac5f50. ISSN 0004-6256.
  30. ↑ Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K. (1 Augustus 2018). "BANYAN. XIII. A First Look at Nearby Young Associations with Gaia Data Release 2". The Astrophysical Journal. 862 (2): 138. arXiv:1805.11715. Bibcode:2018ApJ...862..138G. doi:10.3847/1538-4357/aaca2e. ISSN 0004-637X.
  31. ↑ 31,0 31,1 31,2 Pavani, DB; Bica, E (2007). "Characterization of open cluster remnants". Astronomy & Astrophysics. 468 (1): 139–150. arXiv:0704.1159. Bibcode:2007A&A...468..139P. doi:10.1051/0004-6361:20066240. S2CID 11609818.
  32. ↑ Patience, J.; Ghez, A. M.; Reid, I. N.; Weinberger, A. J.; Matthews, K. (1998). "The Multiplicity of the Hyades and Its Implications for Binary Star Formation and Evolution". The Astronomical Journal. 115 (5): 1972. arXiv:astro-ph/9801216. Bibcode:1998AJ....115.1972P. doi:10.1086/300321.
  33. ↑ Kaler, Jim. Ain (Epsilon Tauri). Webtuiste: http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/ain.html Geargiveer 8 Maart 2005 op Wayback Machine.
  34. ↑ Röser, S.; et al. (Julie 2011). "A deep all-sky census of the Hyades". Astronomy & Astrophysics. 531: 15. arXiv:1105.6093. Bibcode:2011A&A...531A..92R. doi:10.1051/0004-6361/201116948. S2CID 118630215. A92. In the Vizier catalogue, sort on Vmag using '<4.51'. See also the linked entries in the All-sky Compiled Catalogue of 2.5 million stars (Kharchenko+ 2009).

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Hiades_(sterreswerm)&oldid=2773294"